Сончево вртење

Сончевото вртење варира во зависност од географската ширина. Сонцето не е цврсто тело, туку е составено од гасовита плазма. Различни географски широчини ротираат во различни периоди. Изворот на ова диференцијално вртење е област на тековно истражување во сончевата астрономија.^[1] Забележувано е дека брзината на вртење на површината е најбрза на екваторот (широчина $φ = 0°$ ) и се намалува како што се зголемува географската ширина. Вртежниот период на Сонцето е 25,67 дена на екваторот и 33,40 дена на 75 степени географска ширина.^[2]

Карингтоновото вртење на 9 август 2024, 23:18:15 (UTC), било CR 2287.

Површинско вртење како равенка

Период на сончево вртење во функција на географската ширина. Зацртана според

\omega =A+B\,\sin ^{2}(\varphi )+C\,\sin ^{4}(\varphi )

.

Диференцијалната стапка на вртење на фотосферата може да биде приближно пресметана со равенката:

\omega =A+B\,\sin ^{2}(\varphi )+C\,\sin ^{4}(\varphi )

каде $\omega$ е аголната брзина во степени на ден, $\varphi$ е сончевата ширина, A е аголна брзина на екваторот, а B, C се константи кои го контролираат намалувањето на брзината со зголемување на географската ширина. Вредностите на A, B и C се разликуваат во зависност од техниките што се користени за да биде изврши мерењето, како и од проучуваниот временски период.^[3] Тековен комплет на прифатени просечни вредности^[4] е:

A=14.713\pm 0.0491\ ^{\circ }/{\text{ден}}

B=-2.396\pm 0.188\ ^{\circ }/{\text{ден}}

C=-1.787\pm 0.253\ ^{\circ }/{\text{ден}}

Сидерално вртење

На екваторот, вртежниот период на Сонцето е 24,47 дена. Ова е нарекуван период на сидерално вртење и не треба да биде мешано со синодскиот вртежен период од 26,24 дена, што е време за фиксна особина на Сонцето да врти во истата привидна положба како што е гледано од Земјата (вртењето на Земјата е во иста насока како и вртењето на Сонцето). Синодичниот период е подолг затоа што Сонцето мора да врти за сидерален период плус дополнителна количина поради орбиталното движење на Земјата околу Сонцето. Забележете дека астрофизичката книжевност вообичаено не го користи периодот на екваторско вртење, туку често ја користи дефиницијата за Карингтоново вртење: период на синодско вртење од 27,2753 дена или сидерален период од 25,38 дена. Овој избран период отприлика одговара со повратното вртење на географска широчина од 26° северно или југ, што е во согласност со вообичаената географска ширина на сончевите дамки и соодветната периодична сончева активност. Кога Сонцето се гледа од „север“ (над северниот пол на Земјата), сончевото вртење е спротивно од стрелките на часовникот (на исток). На лице кое стои на Северниот Пол на Земјата во времето на рамноденица, сончевите дамки изгледаат како да се движат од лево кон десно низ лицето на Сонцето.

Во стонихурстските хелиографски координати, левата страна на лицето на Сонцето е нарекувана Исток, а десната страна на лицето на Сонцето е нарекувано Запад. Затоа, се вели дека сончевите дамки се движат низ лицето на Сонцето од исток кон запад.

Бартелсов вртежен број

Бартелсовиот вртежен број е низно броење кое ги нумерира привидните вртења на Сонцето гледано од Земјата и е користен за следење на одредени повторливи или променливи обрасци на сончевата активност. За таа цел, секое вртење има должина од точно 27 дена, блиску до синодската Карингтоновата стапка на вртење. Јулиус Бартелс произволно го доделил првиот ден на вртење до 8 февруари 1832 година. Серискиот број служи како еден вид календар за означување на периодите на повторување на сончевите и геофизичките параметри.

Карингтоново вртење

Петгодишно видео на Сонцето, по еден кадар по Карингтонов период.

Карингтоново вртење е систем за споредување на местоположби на Сонцето во одреден временски период, овозможувајќи следење на групи сончеви дамки или повторно појавување на избуви во подоцнежно време.

Бидејќи сончевото вртење е променлива според географската ширина, длабочина и време, секој таков систем е нужно произволен и прави споредбата значајна само во умерени временски периоди. Сончевото вртење е земено за 27,2753 дена (види подолу) за целите на Карингтоновите вртења. Секоја вртење на Сонцето според оваа шема добива единствен број наречен Карингтонов број на вртење, почнувајќи од 9 ноември 1853 година. (Бартелсовиот број на вртење^[5] е слична шема за одбројување која користи период од точно 27 дена и започнува од 8 февруари 1832 година.)

Хелиографската должина на сончевата особина конвенционално се однесува на нејзиното аголно растојание во однос на средишниот меридијан што го поминува радијалната линија Сонце-Земја. „Карингтоновата должина“ на истата особина се однесува на произволна фиксна референтна точка на замислено круто вртење, како што првично била дефинирана од Ричард Кристофер Карингтон.

Карингтон ја одредил стапката на вртење на Сонцето од сончевите дамки со мала географска ширина во 1850-тите и стигнал на 25,38 дена за периодот на сидералното вртење. Сидералното вртење се мери во однос на ѕвездите, но бидејќи Земјата кружи околу Сонцето, овој период го гледаме како 27,2753 дена.

Можно е да биде конструиран дијаграм со должина на сончевите дамки хоризонтално и време вертикално. Географската должина се мери со времето на преминување на средишниот меридијан и врз основа на Карингтоновите вртења. Во секое вртење, нацртана под претходните, повеќето сончеви дамки или други феномени повторно ќе се појават директно под истиот феномен на претходното вртење. Може да има мали наноси лево или десно во подолги временски периоди.

Бартелсовиот „музички дијаграм“ или кондеграмската спирала се други техники за изразување на приближната 27-дневна периодичност на различни појави кои потекнуваат од сончевата површина.

Почеток на Карингтоновото вртење

Почетни датуми на нов синодичен број на сончево вртење според Карингтон.

Вртежен број	Датум (UTC)
2266	1 јануари 2023 9:10
2267	28 јануари 2023 17:18
2268	25 февруари 2023 1:27
2269	24 март 2023 9:06
2270	20 април 2023 15:49
2271	17 мај 2023 21:29
2272	14 јуни 2023 2:24
2273	11 јули 2023 7:08
2274	7 август 2023 12:16
2275	3 септември 2023 18:03
2276	1 октомври 2023 0:31
2277	28 октомври 2023 7:28
2278	24 ноември 2023 14:48
2279	21 декември 2023 22:30
2280	18 јануари 2024 6:33
2281	14 февруари 2024 14:45
2282	12 март 2024 22:39
2283	9 април 2024 5:46
2284	6 мај 2024 11:50 часот
2285	2 јуни 2024 16:59
2286	29 јуни 2024 21:44
2287	27 јули 2024 2:39
2288	23 август 2024 8:10
2289	19 септември 2024 14:22
2290	16 октомври 2024 21:09
2291	13 ноември 2024 4:21
2292	10 декември 2024 11:54

Користење на сончеви дамки за мерење на вртење

Константите на вртење се измерени со мерење на движењето на различни особини („трагачи“) на сончевата површина. Први и најкористени трагачи се сончевите дамки. Иако сончевите дамки биле забележани уште од античко време, дури кога телескопот стапил во употреба, биле забележани тие да се вртат со Сонцето, и на тој начин можел да биде дефиниран периодот на сончевото вртење. Англискиот научник Томас Хариот веројатно бил првиот што ги набљудувал сончевите дамки телескопски како што е потврдено од цртежот во неговата тетратка од 8 декември 1610 година и првите објавени набљудувања (јуни 1611 година) со наслов „De Maculis in Sole Observatis, et Apparente earum cum Sole Conversion Narratio“ („Раскажување на точки забележани на Сонцето и нивното очигледно вртење со Сонцето“) биле од Јоханес Фабрициус кој систематски ги набљудувал точките неколку месеци и го забележал и нивното движење низ сончевиот диск. Ова може да биде сметано за прв набљудувачки доказ за сончевото вртење. Кристоф Шајнер („Rosa Ursine sive solis“, книга 4, дел 2, 1630) бил првиот што ја измерил стапката на екваторското вртење на Сонцето и забележа дека ротацијата на повисоките географски широчини е побавна, па затоа може да биде сметан за откривач на сончевото диференцијално вртење.

Секое мерење дава малку поинаков одговор, што ги дава горенаведените стандардни отстапувања (прикажано како +/−). Сент Џон (1918) бил можеби првиот што ги сумирал објавените стапки на вртење на Сонцето и заклучил дека разликите во низите измерени во различни години тешко може да бидат припишани на лично набљудување или на месни нарушувања на Сонцето и веројатно се должат на времето варијации во брзината на вртење, а Хубрехт (1915) бил првиот што открил дека двете сончевихемисфери вртат поинаку. Студијата на податоците од магнетографот покажала синодичен период во согласност со другите студии од 26,24 дена на екваторот и скоро 38 дена на половите.^[6]

Внатрешно вртење во Сонцето, покажувајќи диференцијално вртење во надворешниот конвективен регион и речиси подеднакво вртење во средишниот радијативен регион. Преминот помеѓу овие региони е нарекуван тахоклина.

Внатрешно сончево вртење

До појавата на хелиосеизмологијата, проучувањето на брановите осцилации на Сонцето, многу малку се знаеше за внатрешното вртење на Сонцето. Било сметано дека диференцијалниот профил на површината се протега во сончевата внатрешност како вртежни цилиндри со постојан аголен импулс.^[7] Преку хелиосеизмологијата сега се знае дека тоа не е случај и е пронајден профилот на вртење на Сонцето. На површината, Сонцето полека врти на половите и брзо на екваторот. Овој профил се протега на приближно радијални линии низ зоната на сончевата конвекција до внатрешноста. На тахоклина, вртење нагло се менува во вртење на цврстото тело во зоната на сончевото зрачење.^[8]

Поврзано

Наводи

↑ Zell, Holly (2015-03-02). „Solar Rotation Varies by Latitude“. NASA. Посетено на 2019-02-14.
↑ Lang, Kenneth R. (2013). Essential Astrophysics. Springer Science & Business Media. стр. 121. ISBN 9783642359637. Посетено на 21 May 2024.
↑ Beck, J. (2000). „A comparison of differential rotation measurements“. Solar Physics. 191 (1): 47–70. Bibcode:2000SoPh..191...47B. doi:10.1023/A:1005226402796.
↑ Snodgrass, H.; Ulrich, R. (1990). „Rotation of Doppler features in the solar photosphere“. Astrophysical Journal. 351: 309–316. Bibcode:1990ApJ...351..309S. doi:10.1086/168467.
↑ Bartels, J. (1934), „Twenty-Seven Day Recurrences in Terrestrial-Magnetic and Solar Activity, 1923–1933“, Terrestrial Magnetism and Atmospheric Electricity, 39 (3): 201–202a, Bibcode:1934TeMAE..39..201B, doi:10.1029/TE039i003p00201
↑ Stenflo, J. O. (јули 1990). „Time invariance of the sun's rotation rate“. Astronomy and Astrophysics. 233 (1): 220–228. Bibcode:1990A&A...233..220S.
↑ Glatzmaier, G. A. (1985). „Numerical simulations of stellar convective dynamos III. At the base of the convection zone“. Solar Physics. 125 (1–2): 137–150. Bibcode:1985GApFD..31..137G. doi:10.1080/03091928508219267.
↑ Christensen-Dalsgaard J.; Thompson, M.J. (2007). The Solar Tachocline:Observational results and issues concerning the tachocline. Cambridge University Press. стр. 53–86.

Дополнителна книжевност

Кокс, Артур Н. (уред.), Allen's Astrophysical Quantities, 4то издание, Спрингер, 1999 година.
Џаварајах, Ј., 2003 година. „Long-Term Variations in the Solar Differential Rotation“, Solar Physics, 212 (1): 23–49.
Свети Џон, Ц., 1918 година. „The Present Condition of the Problem of Solar Rotation“, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 30, 319–325.

Надворешни врски

[1] Zell, Holly (2015-03-02). „Solar Rotation Varies by Latitude“. NASA. Посетено на 2019-02-14.

[2] Lang, Kenneth R. (2013). Essential Astrophysics. Springer Science & Business Media. стр. 121. ISBN 9783642359637. Посетено на 21 May 2024.

[3] Beck, J. (2000). „A comparison of differential rotation measurements“. Solar Physics. 191 (1): 47–70. Bibcode:2000SoPh..191...47B. doi:10.1023/A:1005226402796.

[4] Snodgrass, H.; Ulrich, R. (1990). „Rotation of Doppler features in the solar photosphere“. Astrophysical Journal. 351: 309–316. Bibcode:1990ApJ...351..309S. doi:10.1086/168467.

[5] Bartels, J. (1934), „Twenty-Seven Day Recurrences in Terrestrial-Magnetic and Solar Activity, 1923–1933“, Terrestrial Magnetism and Atmospheric Electricity, 39 (3): 201–202a, Bibcode:1934TeMAE..39..201B, doi:10.1029/TE039i003p00201

[6] Stenflo, J. O. (јули 1990). „Time invariance of the sun's rotation rate“. Astronomy and Astrophysics. 233 (1): 220–228. Bibcode:1990A&A...233..220S.

[7] Glatzmaier, G. A. (1985). „Numerical simulations of stellar convective dynamos III. At the base of the convection zone“. Solar Physics. 125 (1–2): 137–150. Bibcode:1985GApFD..31..137G. doi:10.1080/03091928508219267.

[8] Christensen-Dalsgaard J.; Thompson, M.J. (2007). The Solar Tachocline:Observational results and issues concerning the tachocline. Cambridge University Press. стр. 53–86.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]