Введение
Дифференциальное вращение Солнца
Вращение Солнца меняется в зависимости от широты. Солнце – не твердое тело, а состоит из газообразной плазмы. Разные широты вращаются с разным периодом. Причина этого дифференциального вращения является предметом текущих исследований в солнечной астрономии. Наблюдается, что скорость вращения поверхности максимальна на экваторе (широта 0°) и уменьшается с увеличением широты. Период вращения Солнца составляет 24,47 дня на экваторе и почти 38 дней на полюсах. Средний период вращения составляет 28 дней. Каррингтоновская ротация на момент загрузки этой статьи (UTC) была CR.
Сидерейное вращение
На экваторе период вращения Солнца составляет 24,47 дня. Это называется периодом звездного вращения, и его не следует путать с периодом синодического вращения в 26,24 дня, который представляет собой время, необходимое фиксированной детали на Солнце, чтобы вернуться в то же видимое положение относительно Земли (орбитальное вращение Земли происходит в том же направлении, что и вращение Солнца). Синодический период длиннее, поскольку Солнцу необходимо совершить один оборот за звездный период, плюс дополнительное время, обусловленное орбитальным движением Земли вокруг Солнца. Следует отметить, что в астрофизической литературе обычно не используют экваториальный период вращения, а чаще применяют определение вращения Каррингтона: синодический период вращения 27,2753 дня или звездный период 25,38 дня. Этот выбранный период приблизительно соответствует проградскому вращению на широте 26° северной или южной широты, что согласуется с типичной широтой расположения солнечных пятен и соответствующей периодической солнечной активностью. Если наблюдать за Солнцем с "севера" (над северным полюсом Земли), вращение происходит против часовой стрелки (в восточном направлении). Человеку, стоящему на Северном полюсе Земли в момент равноденствия, солнечные пятна будут казаться движущимися слева направо по диску Солнца. В гелиографических координатах Стоунхерста левая сторона солнечного диска называется восточной, а правая – западной. Следовательно, считается, что солнечные пятна перемещаются по диску Солнца с востока на запад.
Номер ротации Бартелса
Число вращения Бартелса — это последовательный счёт, нумерующий видимые вращения Солнца, как они наблюдаются с Земли, и используемый для отслеживания определённых повторяющихся или смещающихся закономерностей солнечной активности. С этой целью каждому вращению отводится ровно 27 дней, что близко к синодической скорости вращения Каррингтона. Юлиус Бартельс произвольно присвоил номер 1 вращению, начавшемуся 8 февраля 1832 года. Последовательный номер служит своего рода календарем для определения периодов повторения солнечных и геофизических параметров.
Каррингтонская ротация
Ротация Каррингтона — это система для сравнения местоположения объектов на Солнце с течением времени, позволяющая отслеживать группы солнечных пятен или повторное появление вспышек. Поскольку скорость вращения Солнца меняется в зависимости от широты, глубины и времени, любая подобная система неизбежно является условной и делает сравнение осмысленным только в течение умеренных периодов времени. Для целей ротаций Каррингтона солнечный оборот принимается равным 27,2753 дням (см. ниже). Каждому обороту Солнца по этой схеме присваивается уникальный номер, называемый номером ротации Каррингтона, начиная с 9 ноября 1853 года. (Номер ротации Бартельса — аналогичная система нумерации, использующая период ровно в 27 дней и начинающаяся с 8 февраля 1832 года.) Гелиографическая долгота солнечного объекта обычно относится к его угловому расстоянию относительно центрального меридиана, пересекаемого радиальной линией Солнце — Земля. «Долгота Каррингтона» того же объекта относится к произвольной фиксированной точке отсчета воображаемого твердотельного вращения, как это было первоначально определено Ричардом Кристофером Каррингтоном. Каррингтон определил скорость вращения Солнца по солнечным пятнам низких широт в 1850-х годах и получил 25,38 дня для периода звездного вращения. Звездное вращение измеряется относительно звезд, но поскольку Земля вращается вокруг Солнца, мы наблюдаем этот период как 27,2753 дня. Можно построить диаграмму, на которой долгота солнечных пятен откладывается по горизонтали, а время — по вертикали. Долгота измеряется по времени пересечения центрального меридиана и основывается на ротациях Каррингтона. В каждой ротации, наложенной на предыдущие, большинство солнечных пятен или других явлений будут появляться непосредственно под тем же явлением на предыдущей ротации. Возможны незначительные отклонения влево или вправо в течение более длительных периодов времени. «Музыкальная диаграмма» Бартельса или спиральная схема Кондеграмма — это другие методы представления приблизительной 27-дневной периодичности различных явлений, возникающих на поверхности Солнца.
Использование солнечных пятен для измерения вращения
Постоянные вращения измерялись путем измерения движения различных объектов ("трекеров") на поверхности Солнца. Первым и наиболее широко используемым объектом наблюдения являются солнечные пятна. Хотя солнечные пятна наблюдались с древних времен, только с появлением телескопа было установлено, что они вращаются вместе с Солнцем, что позволило определить период вращения Солнца. Английский ученый Томас Харриот, вероятно, был первым, кто наблюдал солнечные пятна с помощью телескопа, что подтверждается рисунком в его записной книжке от 8 декабря 1610 года, а первыми опубликованными наблюдениями (июнь 1611 года) под названием “De Maculis in Sole Observatis, et Apparente earum cum Sole Conversione Narratio” (“Повествование о пятнах, наблюдаемых на Солнце, и их видимом вращении с Солнцем”) стали работы Иоганна Фабрициуса, который в течение нескольких месяцев систематически наблюдал за пятнами и отметил их движение по солнечному диску. Это можно считать первым наблюдательным доказательством вращения Солнца. Кристоф Шейнер (“Rosa Ursine sive solis”, книга 4, часть 2, 1630) первым измерил скорость вращения Солнца на экваторе и заметил, что вращение на более высоких широтах замедляется, поэтому его можно считать первооткрывателем дифференциального вращения Солнца. Каждое измерение дает немного отличающийся результат, что приводит к указанным выше стандартным отклонениям (указаны как +/−). Сент-Джон (1918) был, возможно, первым, кто обобщил опубликованные данные о скорости вращения Солнца и пришел к выводу, что различия в сериях измерений, выполненных в разные годы, вряд ли можно объяснить индивидуальными наблюдениями или локальными возмущениями на Солнце, и, вероятно, связаны с временными изменениями скорости вращения, а Хабрехт (1915) первым обнаружил, что два полушария Солнца вращаются с разной скоростью. Исследование данных магнитографа показало синодический период, согласующийся с другими исследованиями – 26,24 дня на экваторе и почти 38 дней на полюсах.
Внутренний солнечный оборот
До появления гелиосейсмологии, изучения волновых колебаний в Солнце, о внутреннем вращении Солнца было известно очень мало. Ранее предполагалось, что дифференциальный профиль вращения на поверхности простирается в недра Солнца в виде вращающихся цилиндров с постоянным угловым моментом. Гелиосейсмология показала, что это не соответствует действительности, и позволил установить профиль вращения Солнца. На поверхности Солнце вращается медленно у полюсов и быстро на экваторе. Этот профиль распространяется по приблизительно радиальным линиям через зону конвекции вглубь Солнца. На тахоклине вращение резко переходит к твердотельному вращению в зоне лучистого переноса.