Rotația solară
Soarele , ca orice altă stea , este supus rotației . Rotația solară prezintă variații, deoarece steaua este alcătuită din plasmă ( gaz puternic ionizat la temperatură ridicată) și, prin urmare, nu are o viteză de rotație fixă: de fapt este maximă la ecuator ( latitudine φ = 0 °) și scade pe măsură ce crește de latitudine. Rata de rotație este de obicei descrisă prin ecuație :
unde ω este viteza unghiulară (măsurată în grade pe zi), φ este latitudinea și A și B sunt constante . Rețineți că există câteva abateri interesante de la această relație simplă.
- A = 14,18 ° / d (+/- 0,35)
- B = -2,00 ° / d (+/- 0,48)
Rotație siderală
La ecuator, perioada de rotație a stelei este de 25,38 zile; această perioadă de timp se numește perioada de rotație siderală . Acest lucru nu trebuie confundat cu perioada de rotație sinodică , care durează 27.2753 de zile, care este perioada necesară pentru ca una dintre structurile active de suprafață (cum ar fi pete ) să reapară în aceeași poziție aparentă, atunci când este privită de pe Pământ . Perioada sinodică este mai lungă, deoarece perioadei siderale, care este rotația efectivă a Soarelui, i se adaugă un interval de timp, cauzat de mișcarea orbitală a Pământului, necesar ca structurile active să reapară în aceeași poziție. În literatura astrofizică , astfel de perioade sunt adesea catalogate după numărul de rotație al lui Bartel, omul de știință care a măsurat prima dată rotația Soarelui în ianuarie 1833 .
Utilizarea petelor solare pentru a măsura rotația
Constantele rotației solare au fost măsurate prin sincronizarea mișcării diferitelor structuri de suprafață active (numite din acest motiv trasor ). Primele și cele mai fiabile trasoare care trebuie utilizate sunt petele solare. Deși petele solare au fost observate din cele mai vechi timpuri, abia atunci când telescopul a intrat în utilizare în observațiile astronomice, acestea au putut fi observate cu mare precizie; a fost deci posibil să se determine perioada de rotație solară. Savantul englez Thomas Harriot a fost probabil primul care a observat petele solare cu un telescop, după cum se dovedește într-unul din desenele din caietul său, datat la 8 decembrie 1610 și publicat pentru prima dată (iunie 1611) într-o lucrare intitulată „De Sole Maculis in Observatis, et. cum earum Apparente Sole Conversione Narratio "(adică" Observarea petelor solare și narațiunea rotațiilor lor aparente "). Aceste desene au fost apoi studiate de Johannes Fabricius, care observase și studiase mișcările petelor solare, cele libere și cele condiționate de rotația stelei noastre. Aceasta poate fi considerată prima lucrare asupra petelor solare și determinarea perioadei de rotație solară. În cele din urmă, Christopher Scheiner („Rosa Ursine sive solis”, cartea 4, partea 2, 1630 ) a fost unul dintre primii care a îmbunătățit estimarea perioadei de rotație solară și a fost primul care a observat rotația diferențială a Soarelui și a energiei sale sens giratoriu.
Hubrecht ( 1915 ) a fost primul astronom care a descoperit că cele două emisfere solare se rotesc diferit și a dat o primă explicație a rotației diferențiale.
Rotația solară internă
Până de curând, heliosismologia , ramura științei care studiază mișcările fotosferei solare și undele de presiune asupra Soarelui, nu a făcut prea multe progrese în studiul rotației interne a Soarelui. Rotația internă diferențială a fost explicată printr-un fenomen de inerție care a implicat interiorul soarelui, determinând straturile ușoare să se deplaseze prin inerție mai mult decât cele grele, ceea ce a anulat această forță. [1] Până în prezent această ipoteză este confirmată doar parțial, în timp ce ne apropiem de ipoteza că tocmai gazele fotosferei solare creează această rotație diferențială externă și internă (mai rapidă la ecuator și mai lentă la poli). brusc [2] .
Notă
- ^ Glatzmaler, G. A, Simulări numerice ale dinamelor convective stelare III. La baza zonei de convecție , în Fizica solară , vol. 125, 1985 , pp. 1-12. Adus la 15 august 2008 (arhivat din original la 26 ianuarie 2020) .
- ^ Christensen-Dalsgaard J. și Thompson, MJ, The Solar Tachocline: Observational results and issues concernant tahocline , Cambridge University Press, 2007, pp. 53-86, ISBN.
Bibliografie
- Ed. „Cantitățile astrofizice ale lui Allen”, Ed. 4, Springer, 1999.
- Javaraiah, J., 2003. Variații pe termen lung în rotația diferențială solară. Solar Phys., 212 (1): 23-49.
- St. John, C., 1918. Condiția actuală a problemei rotației solare, Publicații ale Societății Astronomice din Pacific, V.30, Nr. 178, 318-325.
