Rotación solar

La tasa de rotación diferencial generalmente se describe mediante la ecuación: donde ω es la velocidad angular en grados por día, φ es la latitud solar y A, B y C son constantes.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.Este período elegido corresponde aproximadamente a la rotación en una latitud de 26 grados, que es consistente con la latitud típica de las manchas solares y la correspondiente actividad solar periódica.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 solo permite que la comparación sea precisa durante períodos moderados de tiempo.Es posible construir un diagrama con la longitud de las manchas solares horizontal y verticalmente.La longitud se mide por el tiempo que tardan en cruzar el meridiano central y según las rotaciones de Carrington.En cada rotación, trazada debajo de las anteriores, la mayoría de las manchas solares u otros fenómenos volverán a aparecer directamente debajo del mismo fenómeno en la rotación anterior.Cada medición da un valor ligeramente diferente, produciendo las desviaciones estándar anteriores (que se muestran como +/-).Saint John (1918) fue quizás el primero en resumir las tasas de rotación solar publicadas hasta entonces, y concluyó que las diferencias en 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 en la tasa de rotación, y Hubrecht (1915) fue el primero en encontrar que los dos hemisferios solares rotan de manera diferente.