Rotación solar

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La rotación solar varía con la latitud . El Sol no es un cuerpo sólido, sino que está compuesto de un plasma gaseoso . Las diferentes latitudes rotan en diferentes períodos. La fuente de esta rotación diferencial es un área de investigación actual en la astronomía solar. ^[1] Se observa que la velocidad de rotación de la superficie es más rápida en el ecuador (latitud φ = 0° ) y disminuye a medida que aumenta la latitud. El período de rotación solar es de 25,67 días en el ecuador y de 33,40 días a 75 grados de latitud. ^[2]

La rotación de Carrington ^{[ aclaración necesaria ]} en el momento en que se cargó este artículo, 17 de noviembre de 2024 17:47:07 ( UTC ), era CR2291.

La tasa de rotación diferencial de la fotosfera se puede aproximar mediante la ecuación:

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

donde es la velocidad angular en grados por día, es la latitud solar, A es la velocidad angular en el ecuador y B, C son constantes que controlan la disminución de la velocidad con el aumento de la latitud. Los valores de A, B y C difieren según las técnicas utilizadas para realizar la medición, así como el período de tiempo estudiado. ^[3] Un conjunto actual de valores promedio aceptados ^[4] es:${\estilo de visualización \omega}$${\estilo de visualización \varphi}$

${\displaystyle A=14.713\pm 0.0491\ ^{\circ }/{\text{día}}}$

${\displaystyle B=-2,396\pm 0,188\ ^{\circ }/{\text{día}}}$

${\displaystyle C=-1.787\pm 0.253\ ^{\circ }/{\text{día}}}$

En el ecuador, el período de rotación solar es de 24,47 días. Esto se llama período de rotación sideral y no debe confundirse con el período de rotación sinódico de 26,24 días, que es el tiempo que tarda una característica fija del Sol en rotar hasta la misma posición aparente que se ve desde la Tierra (la rotación orbital de la Tierra es en la misma dirección que la rotación del Sol). El período sinódico es más largo porque el Sol debe rotar durante un período sideral más una cantidad adicional debido al movimiento orbital de la Tierra alrededor del Sol. Tenga en cuenta que la literatura astrofísica no suele utilizar el período de rotación ecuatorial, sino que a menudo utiliza la definición de una rotación de Carrington : un período de rotación sinódico de 27,2753 días o un período sideral de 25,38 días. Este período elegido corresponde aproximadamente a la rotación prograda a una latitud de 26° norte o sur, lo que es coherente con la latitud típica de las manchas solares y la actividad solar periódica correspondiente. Cuando se observa el Sol desde el "norte" (por encima del polo norte de la Tierra), la rotación solar es en sentido contrario a las agujas del reloj (hacia el este). Para una persona que se encuentre en el Polo Norte de la Tierra en el momento del equinoccio, las manchas solares parecerían moverse de izquierda a derecha a lo largo de la superficie del Sol.

En las coordenadas heliográficas de Stonyhurst , el lado izquierdo de la cara del Sol se llama Este y el lado derecho se llama Oeste. Por lo tanto, se dice que las manchas solares se mueven a través de la cara del Sol de Este a Oeste.

El número de rotación de Bartels es un recuento en serie que numera las rotaciones aparentes del Sol visto desde la Tierra y se utiliza para rastrear ciertos patrones recurrentes o cambiantes de la actividad solar. Para este propósito, cada rotación tiene una duración de exactamente 27 días, cerca de la tasa de rotación sinódica de Carrington. Julius Bartels asignó arbitrariamente el primer día de rotación al 8 de febrero de 1832. El número de serie sirve como una especie de calendario para marcar los períodos de recurrencia de los parámetros solares y geofísicos .

La rotación de Carrington es un sistema para comparar ubicaciones en el Sol durante un período de tiempo, lo que permite el seguimiento de grupos de manchas solares o la reaparición de erupciones en un momento posterior.

Como la rotación solar varía con la latitud, la profundidad y el tiempo, cualquier sistema de este tipo es necesariamente arbitrario y solo permite realizar comparaciones significativas en períodos de tiempo moderados. Para los fines de las rotaciones de Carrington, se considera que la rotación solar es de 27,2753 días (ver más abajo). A cada rotación del Sol según este esquema se le asigna un número único llamado Número de Rotación de Carrington, que comienza el 9 de noviembre de 1853. (El Número de Rotación de Bartels ^[5] es un esquema de numeración similar que utiliza un período de exactamente 27 días y comienza el 8 de febrero de 1832.)

La longitud heliográfica de una característica solar se refiere convencionalmente a su distancia angular con respecto al meridiano central atravesado por la línea radial Sol-Tierra. La "longitud Carrington" de la misma característica se refiere a un punto de referencia fijo arbitrario de una rotación rígida imaginaria, tal como la definió originalmente Richard Christopher Carrington.

Carrington determinó la velocidad de rotación solar a partir de manchas solares en latitudes bajas en la década de 1850 y llegó a 25,38 días para el período de rotación sideral. La rotación sideral se mide en relación con las estrellas, pero como la Tierra está orbitando alrededor del Sol, vemos este período como 27,2753 días.

Es posible construir un diagrama con la longitud de las manchas solares en sentido horizontal y el tiempo en sentido vertical. La longitud se mide por el tiempo de cruce del meridiano central y se basa en las rotaciones de Carrington. En cada rotación, trazada debajo de las anteriores, la mayoría de las manchas solares u otros fenómenos reaparecerán directamente debajo del mismo fenómeno en la rotación anterior. Puede haber ligeras desviaciones hacia la izquierda o hacia la derecha durante períodos de tiempo más largos.

El "diagrama musical" de Bartels o el diagrama espiral de Condegrama son otras técnicas para expresar la periodicidad aproximada de 27 días de varios fenómenos que se originan en la superficie solar.

Fechas de inicio de un nuevo número de rotación solar sinódico según Carrington.

Las constantes de rotación se han medido midiendo el movimiento de varias características ("trazadores") en la superficie solar. Los primeros trazadores y los más utilizados son las manchas solares . Aunque las manchas solares se habían observado desde la antigüedad, fue solo cuando se empezó a utilizar el telescopio que se observó que giraban con el Sol, y así se pudo definir el período de la rotación solar. El erudito inglés Thomas Harriot fue probablemente el primero en observar manchas solares telescópicamente, como lo demuestra un dibujo en su cuaderno fechado el 8 de diciembre de 1610, y las primeras observaciones publicadas (junio de 1611) tituladas "De Maculis in Sole Observatis, et Apparente earum cum Sole Conversione Narratio" ("Narración sobre manchas observadas en el Sol y su aparente rotación con el Sol") fueron realizadas por Johannes Fabricius , quien había estado observando sistemáticamente las manchas durante unos meses y también había notado su movimiento a través del disco solar. Esto puede considerarse la primera evidencia observacional de la rotación solar. Christoph Scheiner (“Rosa Ursine sive solis”, libro 4, parte 2, 1630) fue el primero en medir la velocidad de rotación ecuatorial del Sol y observó que la rotación en latitudes más altas es más lenta, por lo que se le puede considerar el descubridor de la rotación diferencial solar.

Cada medida da una respuesta ligeramente diferente, lo que da lugar a las desviaciones estándar anteriores (mostradas como +/−). St. John (1918) fue quizás el primero en resumir las tasas de rotación solar publicadas, y concluyó que las diferencias en las series medidas en diferentes años difícilmente pueden atribuirse a la observación personal o a perturbaciones locales en el Sol, y probablemente se deben a variaciones temporales en la tasa de rotación, y Hubrecht (1915) fue el primero en descubrir que los dos hemisferios solares giran de manera diferente. Un estudio de los datos del magnetógrafo mostró un período sinódico en concordancia con otros estudios de 26,24 días en el ecuador y casi 38 días en los polos. ^[6]

Hasta la llegada de la heliosismología , el estudio de las oscilaciones de las ondas en el Sol, se sabía muy poco sobre la rotación interna del Sol. Se pensaba que el perfil diferencial de la superficie se extendía hacia el interior solar en forma de cilindros giratorios de momento angular constante. ^[7] Gracias a la heliosismología ahora se sabe que esto no es así y se ha descubierto el perfil de rotación del Sol. En la superficie, el Sol gira lentamente en los polos y rápidamente en el ecuador. Este perfil se extiende en líneas aproximadamente radiales a través de la zona de convección solar hacia el interior. En la tacoclina, la rotación cambia abruptamente a rotación de cuerpo sólido en la zona de radiación solar . ^[8]

• Rotación diferencial en las estrellas
• Sistemas de coordenadas solares
• Magnetohidrodinámica
• Periodo orbital
• Tacoclina

• 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", Solar Physics , 212 (1): 23–49.
• St. John, C., 1918. "La condición actual del problema de la rotación solar", Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico , 30, 319–325.

• Fechas de inicio de la rotación de Carrington 1853–2016
• Horarios de inicio y finalización de la rotación de Carrington
• Número de rotación de Carrington