La rotación solar varía con la latitud . El Sol no es un cuerpo sólido, sino que está compuesto por un plasma gaseoso . Diferentes latitudes rotan en diferentes períodos. La fuente de esta rotación diferencial es un área de investigación actual en 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 24,47 días en el ecuador y de casi 38 días en los polos . La rotación promedio es de 28 días. [ cita necesaria ]
La rotación de Carrington [ se necesita aclaración ] en el momento en que se cargó este artículo, el 15 de abril de 2024 a las 14:17:08 ( UTC ), era CR2283.
La velocidad de rotación diferencial de la fotosfera se puede aproximar mediante la ecuación:
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 al aumentar la latitud. Los valores de A, B y C difieren dependiendo de las técnicas utilizadas para realizar la medición, así como del período de tiempo estudiado. [2] Un conjunto actual de valores promedio aceptados [3] es:
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 sinódica de 26,24 días, que es el tiempo que tarda una característica fija del Sol en girar hasta la misma posición aparente vista 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 girar durante un período sidéreo más una cantidad extra 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 suele utilizar la definición de rotación de Carrington : un período de rotación sinódico de 27,2753 días o un período sidéreo de 25,38 días. Este período elegido corresponde aproximadamente a la rotación prógrada a una latitud de 26° norte o sur, lo que es consistente con la latitud típica de las manchas solares y la correspondiente actividad solar periódica. Cuando se ve el Sol desde el "norte" (sobre el polo norte de la Tierra), la rotación solar es en sentido antihorario (hacia el este). Para una persona parada 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 cara del Sol.
En las coordenadas heliográficas de Stonyhurst, el lado izquierdo de la cara del Sol se llama Este y el lado derecho de la cara del Sol se llama Oeste. Por lo tanto, se dice que las manchas solares se mueven a lo largo 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 ello, cada rotación tiene una duración de exactamente 27 días, cercana a la tasa de rotación sinódica de Carrington. Julius Bartels asignó arbitrariamente la rotación un día uno 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, permitiendo el seguimiento de grupos de manchas solares o la reaparición de erupciones en un momento posterior.
Debido a que la rotación solar es variable con la latitud, la profundidad y el tiempo, cualquier sistema de este tipo es necesariamente arbitrario y sólo hace que la comparación tenga sentido durante períodos de tiempo moderados. La rotación solar se considera de 27,2753 días (ver más abajo) a los efectos de las rotaciones de Carrington. A cada rotación del Sol según este esquema se le asigna un número único llamado Número de Rotación de Carrington, a partir del 9 de noviembre de 1853. (El Número de Rotación de Bartels [4] es un esquema de numeración similar que utiliza un período de exactamente 27 días y comienza desde 8 de febrero de 1832.)
La longitud heliográfica de un accidente solar se refiere convencionalmente a su distancia angular con respecto al meridiano central atravesado por la línea radial Sol-Tierra. La "longitud de Carrington" de la misma característica se refiere a un punto de referencia fijo arbitrario de una rotación rígida imaginada, tal como la definió originalmente Richard Christopher Carrington.
Carrington determinó la tasa de rotación solar a partir de manchas solares de baja latitud en la década de 1850 y llegó a 25,38 días para el período de rotación sidérea. La rotación sideral se mide en relación con las estrellas, pero debido a que la Tierra orbita alrededor del Sol, vemos este período como 27,2753 días.
Es posible construir un diagrama con la longitud de las manchas solares horizontalmente y el tiempo verticalmente. La longitud se mide por el tiempo de cruce del meridiano central y en función de 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 Condegram son otras técnicas para expresar la periodicidad aproximada de 27 días de diversos fenómenos que se originan en la superficie solar.
Fechas de inicio de un nuevo número de rotación solar sinodal 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, sólo cuando se empezó a utilizar el telescopio se observó que giraban con el Sol, y así se pudo definir el período de rotación solar. El erudito inglés Thomas Harriot fue probablemente el primero en observar las 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 las manchas observadas en el Sol y su aparente rotación con el Sol") fueron de Johannes Fabricius, que había estado observando sistemáticamente las manchas durante algunos meses y había observado también su movimiento a través del disco solar. Esta 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 notó que la rotación en latitudes más altas es más lenta, por lo que puede ser considerado el descubridor de la energía solar. rotación diferencial.
Cada medición da una respuesta ligeramente diferente, lo que produce las desviaciones estándar anteriores (que se muestran 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 observaciones personales o a perturbaciones locales en el Sol, y probablemente se deben al tiempo. variaciones en la velocidad de rotación, y Hubrecht (1915) fue el primero en encontrar que los dos hemisferios solares giran de manera diferente. Un estudio de datos magnetográficos mostró un período sinódico, de acuerdo con otros estudios, de 26,24 días en el ecuador y casi 38 días en los polos. [5]
Hasta la llegada de la heliosismología , el estudio de las oscilaciones de las ondas del 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 como cilindros giratorios de momento angular constante. [6] A través de la heliosismología ahora se sabe que este no es el caso y se ha encontrado 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 aproximadamente radialmente a través de la zona de convección solar hacia el interior. En la tacoclina, la rotación cambia bruscamente a una rotación de cuerpo sólido en la zona de radiación solar . [7]
