Rotación del sol

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Los parámetros de la rotación del Sol ( ing.  Rotación solar ) dependen de la latitud del lugar. El sol no es un cuerpo sólido, está formado por plasma gaseoso . Los puntos en diferentes latitudes giran con diferentes períodos, es decir, la rotación del Sol es diferencial . La razón de la rotación diferencial es actualmente una de las cuestiones de la astronomía solar [1] . La velocidad de rotación es máxima en el ecuador del Sol (latitud = 0° ) y disminuye a medida que avanza hacia los polos. El período de rotación del Sol es de 25,34 días en el ecuador y de casi 38 días cerca de los polos.

Ecuación de rotación

La velocidad durante la rotación diferencial se puede describir mediante la ecuación

donde ω es la velocidad angular expresada en grados por día, φ es la latitud, A, B y C son constantes. Los valores de A, B y C difieren según el método de medición utilizado y la duración del período de observación. [2] Actualmente se utilizan los siguientes promedios [3] :

día, día, día

Rotación sideral

En el ecuador, el período de rotación del Sol es de 24,47 días. Este valor se denomina período de rotación sideral, y no debe confundirse con el período de rotación sinódica, que es de 26,24 días y representa el período de tiempo después del cual, para un observador en la Tierra, un detalle de la superficie del Sol repetirá su posición. El período sinódico excede al sideral, ya que cuando se repite la posición del detalle en la superficie, el Sol hace no solo una revolución, sino también un pequeño ángulo adicional, compensando el desplazamiento de la Tierra en su órbita. Tenga en cuenta que en la literatura astrofísica, el período de rotación en el ecuador generalmente no se usa, sino que se determina la rotación de Carrington: el período sinódico de revolución es 27.2753 días, el período sideral es 25.38 días. Tales valores del período corresponden a una rotación directa a una latitud de 26° al norte o al sur del ecuador, que es un valor característico para la región donde ocurren las manchas solares y manifestaciones de actividad solar periódica. Cuando se ve desde el polo norte de la eclíptica, el sol gira en sentido antihorario. Si una persona está en el polo norte de la Tierra, le parecerá que las manchas solares se mueven de izquierda a derecha a través del disco del Sol.

Número de bartels

El número de rotación de Bartels es un número de serie que caracteriza el número de revoluciones del Sol cuando se observa desde la Tierra. Se utiliza para rastrear manifestaciones recurrentes o cambiantes de la actividad solar. Se supone que cada rotación dura 27 días, lo que está cerca del período sinódico de Carrington. Julius Bartels tomó el 8 de febrero de 1832 como punto de partida para el número de revoluciones. El número ordinal de revoluciones puede ser una especie de calendario consistente con los períodos de repetición de los parámetros solares y geofísicos.

Rotación de Carrington

La rotación de Carrington es un sistema para hacer coincidir las posiciones de las características en la superficie del Sol separadas por algún intervalo de tiempo, lo que permite seguir la evolución de grupos de manchas o erupciones solares.

Dado que los parámetros de rotación solar cambian con la latitud, la profundidad de la capa y el tiempo, estos sistemas de comparación son aproximados. En el caso del modelo de rotación de Carrington, el período de revolución del Sol se toma en 27,2753 días. Cada revolución del Sol en tal esquema tiene su propio número, cuyo comienzo es el 9 de noviembre de 1853. (El número de Bartels [4] se construye de acuerdo con un esquema similar, pero el período de revolución se toma igual a 27 días, el punto de partida es el 8 de febrero de 1832).

La longitud heliográfica de un detalle en la superficie del Sol corresponde a la distancia angular del objeto al meridiano central, es decir, a la línea del Sol a la Tierra. La longitud de Carrington de una parte es la distancia angular desde el punto fijo especificado por Carrington .

Richard Carrington determinó la tasa de rotación del Sol a partir de datos de manchas solares en latitudes bajas en la década de 1850 y estimó el período sideral del Sol en 25,38 días. La rotación sideral se mide en relación con estrellas distantes, pero dado que la Tierra gira alrededor del Sol, para un observador terrestre, el período de rotación del Sol será de 27,2753 días.

Es posible construir un gráfico en el que la longitud de las manchas solares se represente en el eje horizontal y el tiempo en el eje vertical. La longitud se mide a partir del tiempo que tarda en cruzar el meridiano central y se basa en el modelo de rotación de Carrington. Si dibujamos la posición de las manchas solares en dicho diagrama después de cada revolución, entonces la mayoría de los nuevos puntos serán estrictamente más bajos que los puntos de las revoluciones anteriores. Durante largos intervalos de tiempo, son posibles pequeños cambios a la derecha oa la izquierda.

Uso de manchas solares para medir la rotación

Las constantes en el modelo de rotación se determinaron midiendo el movimiento de varias partes de la superficie del Sol. Las características más conocidas son las manchas solares. Aunque las manchas se han observado desde la antigüedad, fue solo con la invención del telescopio que quedó claro que giran con el Sol, por lo que se puede determinar el período de rotación del Sol. El explorador inglés Thomas Harriot es probablemente el primero en observar las manchas solares a través de un telescopio, como lo demuestran los bocetos en un cuaderno fechado el 8 de diciembre de 1610. Los resultados de las observaciones de Johann Fabricius , que observó sistemáticamente las manchas durante varios meses, se publicaron en junio de 1611 con el título “De Maculis in Sole Observatis, et Apparente earum cum Sole Conversione Narratio” (“Descripción de las manchas observadas en el Sol y su rotación aparente junto con el Sol). Este trabajo puede considerarse la primera evidencia observacional de la rotación del Sol. Christopher Scheiner ("Rosa Ursine sive solis", libro 4, parte 2, 1630) fue el primero en medir la rotación del Sol en el ecuador y notó que la rotación en latitudes altas es más lenta que en latitudes bajas, por lo que se puede considerar a Scheiner el descubridor de la rotacion diferencial del sol.

Cada medición da un resultado ligeramente diferente de las anteriores, lo que resulta en un error estándar (enumerado después de +/-). S. John (1918) fue probablemente el primero en recopilar estimaciones publicadas de la velocidad de rotación del Sol y llegó a la conclusión de que es difícil explicar la diferencia en los resultados solo por errores del observador y perturbaciones locales en el Sol; es probable que las diferencias surjan debido a variaciones en la velocidad de rotación. Hubrecht (1915) señaló que los dos hemisferios del Sol giran de forma algo diferente. El estudio de los datos magnetográficos arrojó un período sinódico de 26,24 días en el ecuador y casi 38 días en los polos. [5]

Rotación interna del Sol

Antes de la era de la heliosismología , el estudio de las oscilaciones del Sol, se sabía muy poco sobre la rotación interna del Sol. Se asumió que el perfil diferencial de rotación de la superficie se extiende hasta la parte interior del Sol. [6] Según la heliosismología, se sabe que la rotación del Sol no sigue este patrón. Se obtuvo un perfil de rotación; en la superficie, el Sol gira más lentamente en los polos y más rápido en el ecuador. Tal mecanismo de rotación también existe en la zona convectiva. En la región tacoclina, el modo de rotación cambia abruptamente a una rotación de cuerpo rígido en la región de transferencia radiativa . [7]

En 2021, la supercomputadora japonesa Fugaku simulará con precisión la convección térmica y el campo magnético en el interior del Sol, que como resultado reproducirá su rotación diferencial. Se ha logrado una simulación de alta resolución sin precedentes. La simulación utilizó 5.400 millones de puntos y pudo reproducir la rotación diferencial del Sol con un ecuador rápido y polos lentos. Con base en cálculos previos, se asumió que la energía magnética en la zona de convección es menor que la turbulenta y juega un papel secundario. Sin embargo, ahora la vista del interior del Sol ha cambiado: el modelo mostró fuertes campos magnéticos, cuya energía es más del doble de la energía de la turbulencia. Además, los científicos han descubierto que el campo magnético juega un papel importante en la creación y el mantenimiento de la rotación diferencial del Sol. [8] [9] [10]

Notas

1. ↑ Zell, Holly La rotación solar varía según la latitud . NASA (2 de marzo de 2015). Consultado el 14 de febrero de 2019. Archivado desde el original el 1 de abril de 2019. (indefinido)
2. ↑ Beck, J. Una comparación de mediciones de rotación diferencial  // Física  solar. - 2000. - vol. 191 . - P. 47-70 . -doi : 10.1023/A : 1005226402796 . — .
3. ↑ Snodgrass, H.; Ulrich, R. Rotación de características Doppler en la fotosfera solar  //  The Astrophysical Journal  : revista. - Ediciones IOP , 1990. - Vol. 351 . - P. 309-316 . -doi : 10.1086/ 168467 . - .
4. ↑ Bartels, J. (1934), Recurrencias de veintisiete días en la actividad solar y magnética terrestre, 1923-1933 , Magnetismo terrestre y electricidad atmosférica T. 39 (3): 201–202a , DOI 10.1029/TE039i003p00201 
5. ↑ 5. Astronomía y astrofísica, vol. 233, núm. 1, julio de 1990, pág. 220-228. http://adsabs.harvard.edu/full/1990A%26A...233..220S Archivado el 12 de abril de 2019 en Wayback Machine .
6. ↑ Glatzmaier, G. A. Simulaciones numéricas de dinamos convectivos estelares III. En la base de la zona de convección  // Física  Solar : diario. - 1985. - vol. 125 . - P. 1-12 . -doi : 10.1080/ 03091928508219267 . - . Archivado desde el original el 26 de enero de 2020.
7. ↑ Christensen-Dalsgaard J.; Thompson, MJ The Solar Tachocline: resultados de observación y problemas relacionados con la tacoclina  . - Prensa de la Universidad de Cambridge , 2007. - P. 53-86.
8. ↑ Se revela el secreto de la rotación diferencial del Sol - En el Espacio . Consultado el 24 de febrero de 2022. Archivado desde el original el 24 de febrero de 2022. (indefinido)
9. ↑ La supercomputadora japonesa resuelve el misterio de la rotación del sol - World Today News . Consultado el 24 de febrero de 2022. Archivado desde el original el 24 de febrero de 2022. (indefinido)
10. ↑ Se revela el secreto de la rotación diferencial del Sol . Consultado el 24 de febrero de 2022. Archivado desde el original el 24 de febrero de 2022. (indefinido)

Literatura

• Cox, Arthur N., Ed. "Cantidades astrofísicas de Allen", 4.ª edición, Springer, 1999.
• Javaraiah, J., 2003. Variaciones a largo plazo en la rotación diferencial solar. Física solar, 212 (1): 23-49.
• S t. John, C., 1918. El estado actual del problema de la rotación solar, Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico, V.30, No. 178, 318-325.

Enlaces

• Fechas de inicio de la rotación de Carrington 1853-2016
• Horas de inicio y finalización de la rotación de Carrington
• Número de rotación de Carrington

Sol
Estructura	Núcleo Zona de transferencia radiante tacoclina zona convectiva
Atmósfera	Fotosfera Atmósfera corona solar
Estructura extendida	heliosfera Hoja de corriente heliosférica límite de onda de choque manto heliosferico heliopausa onda de choque de proa
Fenómenos relacionados con el sol	Eclipse solar Actividad solar manchas solares erupciones solares Eventos de Miyake eyecciones de masa coronal ciclo solar Variaciones en la radiación solar Número de lobo Lista de ciclos de actividad solar Mínimo de Maunder Radiación solar agujeros coronales Bucles coronales antorchas Gránulos flóculos Prominencias y fibras Espículas supergranulación viento soleado onda de Morton Efecto Evershed
Temas relacionados	sistema solar Evolución estelar rotación del sol dínamo solar tormenta geomagnética Oscurecimiento hacia el borde
Clase espectral : G2