rotación solar

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La rotación del Sol NASA

El Sol , al igual que cualquier otra estrella , está sujeta a la rotación . Las variaciones shows rotación solar, ya que la estrella se compone de plasma (altamente ionizado gas a alta temperatura ), y por lo tanto no tiene una velocidad de rotación fija: de hecho, es máximo en el ecuador ( latitud φ = 0 °) y disminuciones a medida que crece la latitud. La velocidad de rotación se describe generalmente por la ecuación :

donde ω es la velocidad angular (medida en grados por día), φ es la latitud y A y B son constantes . Tenga en cuenta que hay algunas desviaciones interesantes de esta simple relación.

A = 14,18 ° / d (+/- 0.35)
B = -2,00 ° / d (+/- 0.48)

la rotación sideral

En el ecuador, la estrella 's período de rotación es 25,38 días; este período de tiempo se llama el periodo de rotación sideral. Esto no se debe confundir con el período de rotación sinódico, con una duración 27.2753 días, que es el período necesario para que una de las estructuras de superficie activa (tales como manchas ) para volver a aparecer en la misma posición aparente, cuando se ve desde la Tierra . El período sinódico es más largo debido al período sideral, que es la rotación efectiva del Sol, se añade un lapso de tiempo, causada por el movimiento orbital de la Tierra, necesaria para las estructuras activas para reaparecer en la misma posición. En el astrofísico literatura tales períodos son a menudo catalogados por el número de rotación de Bartel, el científico que midió por primera vez la rotación del Sol en enero de 1833 .

El uso de las manchas solares para medir la rotación

Las constantes de la rotación solar se midieron por el momento el movimiento de las diferentes estructuras de superficie activa (denominada por esta razón trazador). Los trazadores primeros y más fiables que se utilizarán son las manchas solares. A pesar de las manchas solares han sido observados desde la antigüedad, fue sólo cuando el telescopio se empezó a usar en las observaciones astronómicas que se pudo observar con gran precisión; por lo tanto, fue posible determinar el período de rotación solar. El Inglés académico Thomas Harriot fue probablemente el primero en observar las manchas solares con un telescopio, como se evidencia en uno de los dibujos en su cuaderno de notas, de 8 de diciembre 1610 y publicado por primera vez (junio de 1611) en un trabajo titulado "De Sole Maculis en Observatis, et cum earum Apparente Sole Conversione Narratio "(es decir," Observación de manchas solares y la narración de sus rotaciones aparentes "). Estos dibujos fueron estudiadas por Johannes Fabricius que había observado y estudiado los movimientos de las manchas solares, las que son gratis y las condicionadas por la rotación de nuestra estrella. Esto puede ser considerado como el primer trabajo sobre las manchas solares y la determinación del período de rotación solar. Por último, Christopher Scheiner ( "Rosa Ursine Solis sive", libro 4, parte 2, 1630 ) fue uno de los primeros en mejorar la estimación del período de rotación solar y fue el primero en haber notado la rotación diferencial del Sol y su energía . rotonda.

Hubrecht ( 1915 ) fue el primer astrónomo para descubrir que los dos hemisferios solares giran de manera diferente y dio una primera explicación de rotación diferencial.

Rotación solar interno

Hasta hace poco, heliosismology , la rama de la ciencia que estudia los movimientos de los solares fotosfera y ondas de presión en el Sol, no habían avanzado mucho en el estudio de la rotación interna de la rotación interna dom diferencial se explica a través de un fenómeno de inercia que implicó el interior del sol, haciendo que las capas de luz que se mueven por inercia más que los más pesados, que cancelen esta fuerza. [1] Fecha A esta hipótesis se confirma sólo parcialmente, mientras nos acercamos a la hipótesis de que es precisamente en los gases de la fotosfera solar que crear esta rotación diferencial externa e interna (más rápido en el ecuador y más lento en los polos). Giro cambia abruptamente [2] .

Nota

  1. ^ Glatzmaler, G. A, simulaciones numéricas de dinamos convectivas estelares III. En la base de la zona de convección , en Física Solar, vol. 125, 1985 , pp. 1-12. Consultado el 15 de de agosto de DE 2008 (Archivado desde el original el 26 de enero 2020).
  2. ^ Christensen-Dalsgaard J. y Thompson, MJ, La tachocline solar: resultados observacionales y las cuestiones relativas a la tachocline, Cambridge University Press, 2007, pp. 53-86, ISBN.

Bibliografía

  • Ed. "Cantidades Astrophysical de Allen", 4ª edición, Springer, 1999.
  • Javaraiah, J., 2003. variaciones a largo plazo en el solar de rotación diferencial. Solar Phys, 212 (1):. 23-49.
  • St. John, C., 1918. La condición actual del problema de la rotación solar, Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico, V.30, No. 178, 318-325.

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