Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Күннің дифференциалдық айналуы
Differential rotation of the Sun
Күннің айналуы ендікке қарай өзгереді. Күн қатты дене емес, газ тәрізді плазмадан тұрады. Әртүрлі ендіктер әртүрлі мерзімдерде айналады. Бұл дифференциалдық айналудың себебі күн астрономиясының қазіргі зерттеу нысаны болып табылады. Беткі айналу жылдамдығы экваторда (0 градус ендікте) ең жоғары, ал ендік артқан сайын төмендейтіні байқалады. Күннің айналу периоды экваторда 24,47 күн, ал полюстерде шамамен 38 күнге жетеді. Орташа айналу периоды 28 күнді құрайды. Осы мақала жүктелген кездегі Карингтон айналымы (UTC) CR болды.
Solar rotation varies with latitude. The Sun is not a solid body, but is composed of a gaseous plasma. Different latitudes rotate at different periods. The source of this differential rotation is an area of current research in solar astronomy. The rate of surface rotation is observed to be the fastest at the equator (latitude ) and to decrease as latitude increases. The solar rotation period is 24.47 days at the equator and almost 38 days at the poles. The average rotation is 28 days. The Carrington rotation at the time this article was loaded, (UTC), was CR.
Сидериялық айналу
Экваторда Күннің айналу периоды 24,47 күнге тең. Бұл сидерикалық айналу периоды деп аталады және 26,24 күндік синодикалық айналу периодымен шатастырылмауы керек, ол Күндегі белгілі бір нысанның Жерден қарағандағы бірдей көзге көрінетін орнына айналуға кеткен уақыт (Жердің орбиталық айналысы Күннің айналысымен бір бағытта). Синодикалық период ұзаққа созады, себебі Күн сидерикалық период бойы айналуы керек, сондай-ақ Жердің Күнді айналу орбиталық қозғалысынан туындаған қосымша уақытты да ескеру қажет. Астрофизикалық әдебиеттерде экваторлық айналу периоды көбінесе қолданылмайды, оның орнына Карингтон айналысының анықтамасы жиі қолданылады: 27,2753 күндік синодикалық айналу периоды немесе 25,38 күндік сидерикалық период. Бұл таңдалған период шамамен 26° солтүстік немесе оңтүстік ендіктегі проградтық айналысқа сәйкес келеді, бұл күн дақтарының және оларға байланысты мерзімді күн активтілігінің әдеттегі ендігімен үйлеседі. Күнді «солтүстік» жақтан (Жердің солтүстік полюсінен жоғарыдан) қарағанда, Күннің айналысы сағат тіліне қарсы (шығысқа қарай) болады. Күн мен түн теңелген кезде Жердің Солтүстік полюсінде тұрған адамға күн дақтары Күннің бетімен солдан оңға қарай жылжиғандай көрінеді. Стонихерст гелиографиялық координаттарында Күн бетінің сол жағы Шығыс, ал оң жағы Батыс деп аталады. Сондықтан күн дақтары Күн бетімен шығыстан батысқа қарай қозғалады делінеді.
At the equator, the solar rotation period is 24.47 days. This is called the sidereal rotation period, and should not be confused with the synodic rotation period of 26.24 days, which is the time for a fixed feature on the Sun to rotate to the same apparent position as viewed from Earth (the Earth's orbital rotation is in the same direction as the Sun's rotation). The synodic period is longer because the Sun must rotate for a sidereal period plus an extra amount due to the orbital motion of Earth around the Sun. Note that astrophysical literature does not typically use the equatorial rotation period, but instead often uses the definition of a Carrington rotation: a synodic rotation period of 27.2753 days or a sidereal period of 25.38 days. This chosen period roughly corresponds to the prograde rotation at a latitude of 26° north or south, which is consistent with the typical latitude of sunspots and corresponding periodic solar activity. When the Sun is viewed from the "north" (above Earth's north pole), solar rotation is counterclockwise (eastward). To a person standing on Earth's North Pole at the time of equinox, sunspots would appear to move from left to right across the Sun's face. In Stonyhurst heliographic coordinates, the left side of the Sun's face is called East, and the right side of the Sun's face is called West. Therefore, sunspots are said to move across the Sun's face from east to west.
Бартелдің ротациялық нөмірі
Бартельс айналу саны – Жерден қаралғанда Күннің көзге көрінетін айналыстарын тізбектей санайтын сан. Ол Күннің белсенділігінің қайталап тұратын немесе өзгеріп отыратын белгілі бір үлгілерін қадағалау үшін қолданылады. Осы мақсатта әрбір айналыстың ұзақтығы дәл 27 күнге тең, бұл Каррингтонның синодикалық айналу жылдамдығына жақын. Джулиус Бартельс 1832 жылдың 8 ақпанына бірінші айналыс күнін кездейсоқ тағайындады. Тізбектелген сан күн және геофизикалық параметрлердің қайталану мерзімдерін белгілейтін күнтізбе қызметін атқарады.
Bartels' Rotation Number is a serial count that numbers the apparent rotations of the Sun as viewed from Earth, and is used to track certain recurring or shifting patterns of solar activity. For this purpose, each rotation has a length of exactly 27 days, close to the synodic Carrington rotation rate. Julius Bartels arbitrarily assigned rotation one day one to 8 February 1832. The serial number serves as a kind of calendar to mark the recurrence periods of solar and geophysical parameters.
Карингтон айналуы
Карингтон айналымы – Күндегі орналасуларды уақыт өте келе салыстыруға арналған жүйе, ол күн дақтарының топтарын немесе бұрынғы жарылыстардың кейінірек қайта пайда болуын бақылауға мүмкіндік береді. Күннің айналуы ендік, тереңдік және уақытқа байланысты өзгеретіндіктен, мұндай кез келген жүйе сөзсіз шартты болып табылады және салыстыруды тек орташа мерзімдерде ғана мағыналы етеді. Карингтон айналымы үшін Күннің айналу кезеңі 27.2753 күн деп есептеледі (төменде қараңыз). Осы схема бойынша Күннің әр айналымына 1853 жылдың 9 қарашасынан бастап бірегей Карингтон айналым нөмірі беріледі. (Бартельс айналым нөмірі – дәл 27 күндік кезеңді пайдаланатын және 1832 жылдың 8 ақпанынан басталатын ұқсас нөмірлеу схемасы.) Күндегі белгінің гелиографиялық бойлық координатасы әдетте Күн-Жер радиалдық сызығымен қиылысатын орталық меридианға қатысты оның бұрыштық қашықтығын көрсетеді. Ал "Карингтон бойлық координатасы" Ричард Кристофер Карингтонның бастапқы анықтамасы бойынша, көзге көрінетін қатты айналудың кездейсоқ, бірақ бекітілген нүктесін білдіреді. 1850 жылдары Карингтон төмен ендіктегі күн дақтары арқылы Күннің айналу жылдамдығын анықтады және сидериялық айналу кезеңі үшін 25.38 күнге қол жеткізді. Сидериялық айналу жұлдыздарға қатысты өлшенеді, бірақ Жер Күнді айналып өтетіндіктен, біз бұл кезеңді 27.2753 күн ретінде көреміз. Күн дақтарының бойлық координатасын көлденең, ал уақытты тік осьтерде көрсететін диаграмма құруға болады. Бойлық координатасы орталық меридианды кесіп өтетін уақыт бойынша өлшенеді және Карингтон айналымдарына негізделген. Әр айналымда, одан бұрынғы айналымдардың үстіне салынатын кескінде, көптеген күн дақтары немесе басқа құбылыстар алдыңғы айналымдағы сол құбылыстың астында қайта пайда болады. Ұзақ мерзім ішінде солға немесе оңға қарай шағын ауытқулар болуы мүмкін. Бартельс жасаған "музыкалық диаграмма" немесе Кондеграмма спиральді графигі – Күн бетінен бастау алатын әртүрлі құбылыстардың шамамен 27 күндік периодыктығын көрсетудің басқа да әдістері.
The Carrington rotation is a system for comparing locations on the Sun over a period of time, allowing the following of sunspot groups or reappearance of eruptions at a later time. Because solar rotation is variable with latitude, depth and time, any such system is necessarily arbitrary and only makes comparison meaningful over moderate periods of time. Solar rotation is taken to be 27.2753 days (see below) for the purpose of Carrington rotations. Each rotation of the Sun under this scheme is given a unique number called the Carrington Rotation Number, starting from November 9, 1853. (The Bartels Rotation Number is a similar numbering scheme that uses a period of exactly 27 days and starts from February 8, 1832.) The heliographic longitude of a solar feature conventionally refers to its angular distance relative to the central meridian crossed by the Sun Earth radial line. The "Carrington longitude" of the same feature refers to an arbitrary fixed reference point of an imagined rigid rotation, as defined originally by Richard Christopher Carrington. Carrington determined the solar rotation rate from low latitude sunspots in the 1850s and arrived at 25.38 days for the sidereal rotation period. Sidereal rotation is measured relative to the stars, but because the Earth is orbiting the Sun, we see this period as 27.2753 days. It is possible to construct a diagram with the longitude of sunspots horizontally and time vertically. The longitude is measured by the time of crossing the central meridian and based on the Carrington rotations. In each rotation, plotted under the preceding ones, most sunspots or other phenomena will reappear directly below the same phenomenon on the previous rotation. There may be slight drifts left or right over longer periods of time. The Bartels "musical diagram" or the Condegram spiral plot are other techniques for expressing the approximate 27 day periodicity of various phenomena originating at the solar surface.
Күн дақтарының айналуын өлшеу
Оралу константалары Күн бетіндегі әртүрлі нысандардың ("трассерлер") қозғалысын өлшеу арқылы анықталды. Алғашқы және ең көп қолданылатын трассерлер – күн дақтары. Күн дақтары ежелгі заманнан бері байқалғанмен, телескоп пайдаланғаннан кейін ғана олардың Күнмен бірге айналатыны анықталды, соның арқасында Күннің айналу периоды белгіленді. Ағылшын ғалымы Томас Харриот, 1610 жылғы 8 желтоқсандағы жазбасындағы суретінен көрініп тұрғандай, телескоп арқылы күн дақтарын алғашқылардың бірі болып байқады. Алғашқы жарияланған байқаулар (1611 жылғы маусымда) "De Maculis in Sole Observatis, et Apparente earum cum Sole Conversione Narratio" ("Күнде байқалған дақтар туралы хабарлама және олардың Күнмен айналуы") деп аталып, Иоганнес Фабрициус жүзеге асырды. Ол бірнеше ай бойы дақтарды жүйелі түрде бақылап, олардың Күн дискісімен қозғалысын да анықтады. Бұл Күннің айналысын байқау арқылы алынған алғашқы дәлел саналады. Кристоф Шейнер ("Rosa Ursine sive solis", 4-том, 2-бөлім, 1630) Күннің экваторлық айналу жылдамдығын алғашқы болып өлшеді және жоғары ендіктерде айналудың баяу екенін байқады. Сондықтан оны Күннің дифференциалдық айналысын ашқан деп санауға болады. Әрбір өлшеу сәл өзгеше нәтиже береді, нәтижесінде жоғарыда көрсетілген стандартты ауытқулар (+/− түрінде) шығады. Сент-Джон (1918) жарияланған Күннің айналу жылдамдықтарын тұңғыш рет жинақтаған және әртүрлі жылдары өлшенген сериялар арасындағы айырмашылықтарды жеке байқауларға немесе Күндің жергілікті бұзылыстарына байланыстыру қиын екенін, және олар айналу жылдамдығының уақыт бойынша өзгеруіне байланысты болуы мүмкін деген қорытындыға келді. Хабрехт (1915) Күннің екі жарты шарының әртүрлі айналатындығын алғашқы болып анықтады. Магнитограф деректерін зерттеу нәтижесінде экваторда 26,24 күнге, ал полюстерде шамамен 38 күнге тең синодикалық кезең анықталды.
The rotation constants have been measured by measuring the motion of various features ("tracers") on the solar surface. The first and most widely used tracers are sunspots. Though sunspots had been observed since ancient times, it was only when the telescope came into use that they were observed to turn with the Sun, and thus the period of the solar rotation could be defined. The English scholar Thomas Harriot was probably the first to observe sunspots telescopically as evidenced by a drawing in his notebook dated December 8, 1610, and the first published observations (June 1611) entitled “De Maculis in Sole Observatis, et Apparente earum cum Sole Conversione Narratio” ("Narration on Spots Observed on the Sun and their Apparent Rotation with the Sun") were by Johannes Fabricius who had been systematically observing the spots for a few months and had noted also their movement across the solar disc. This can be considered the first observational evidence of the solar rotation. Christoph Scheiner (“Rosa Ursine sive solis”, book 4, part 2, 1630) was the first to measure the equatorial rotation rate of the Sun and noticed that the rotation at higher latitudes is slower, so he can be considered the discoverer of solar differential rotation. Each measurement gives a slightly different answer, yielding the above standard deviations (shown as +/−). St. John (1918) was perhaps the first to summarise the published solar rotation rates, and concluded that the differences in series measured in different years can hardly be attributed to personal observation or to local disturbances on the Sun, and are probably due to time variations in the rate of rotation, and Hubrecht (1915) was the first one to find that the two solar hemispheres rotate differently. A study of magnetograph data showed a synodic period in agreement with other studies of 26.24 days at the equator and almost 38 days at the poles.
Ішкі күн айналуы
Күндегі толқын тербелістерін зерттейтін гелиосейсмология пайда болғанға дейін, Күннің ішкі айналысы туралы өте аз мәлімет болды. Бұрынғысы, Күн бетінің дифференциалдық профилі тұрақты бұрыштық импульспен айналатын цилиндрлер түрінде Күннің ішкі қабаттарына дейін созылады деп есептелген. Бірақ гелиосейсмология арқылы бұл пікірдің дұрыс еместігі анықталды және Күннің айналу профилі анықталды. Күн бетінде полюстерде айналу баяу, ал экваторда жылдам болады. Бұл профиль күн конвекциялық аймағы арқылы шамамен радиалды бағытта ішкі қабаттарға дейін созылады. Тахоклинде айналу күрт өзгеріп, күннің сәулелену аймағында қатты дене айналысына ауысады.
Until the advent of helioseismology, the study of wave oscillations in the Sun, very little was known about the internal rotation of the Sun. The differential profile of the surface was thought to extend into the solar interior as rotating cylinders of constant angular momentum. Through helioseismology this is now known not to be the case and the rotation profile of the Sun has been found. On the surface, the Sun rotates slowly at the poles and quickly at the equator. This profile extends on roughly radial lines through the solar convection zone to the interior. At the tachocline the rotation abruptly changes to solid body rotation in the solar radiation zone.