La rotació solar és la rotació del Sol sobre el seu propi eix. El Sol no és un cos sòlid, sinó que està compost d'un plasma gasós, i les diferents latituds giren amb diferents períodes. El període de rotació solar és de 25,67 dies a l'equador i augmenta amb la latitud creixent, arribant als 33,40 dies a 75 graus de latitud. L'origen d'aquesta rotació diferencial és una àrea de recerca actual en astronomia solar.
Eix de rotació L'eix de rotació del Sol està lleugerament inclinat respecte a l'eix de l'òrbita terrestre en el pla de l'eclíptica, cosa que fa que els observadors de la Terra vegin més sector de l'hemisferi nord del Sol al setembre i més del pol sud del Sol al març. La direcció de l'eix de rotació del Sol es va inferir per primera vegada a partir del moviment propi de les taques solars. Els valors estàndard utilitzats per definir l'eix de rotació van ser derivats d'aquesta manera per Richard C. Carrington el 1863. Va descobrir que l'angle d'inclinació entre l'equador del Sol i el pla de l'eclíptica era de 7,25 graus i la longitud entre el punt de creuament de l'equador solar amb l'eclíptica i l'equinocci de març era de 73,67 graus per a l'any 1850.
Rotació de la superfície en forma d'equació miniatura|Període de rotació solar com una funció de la latitud. Traçat d'acord amb la funció: . La taxa de rotació diferencial de la fotosfera pot ser aproximada per la següent equació:
on és la velocitat angular en graus per dia, és la latitud solar, A és la velocitat angular a l'equador, i B, C són constants controlant el decrement de velocitat amb l'increment de latitud. Els valors d'A, B i C difereixen tot depenent de les tècniques emprades per fer la mesura, així com del període de temps estudiat. Un valor mitjà acceptat actualment és:
Rotació sideral A l'equador, el període de rotació solar és de 24,47 dies. Això s'anomena període de rotació sideral i no s'ha de confondre amb el període de rotació sinòdic de 26,24 dies, que és el temps que triga una característica fixa del Sol a girar a la mateixa posició aparent vista des de la Terra (la rotació orbital de la Terra és en la mateixa direcció que la rotació del Sol). El període sinòdic és més llarg perquè el Sol ha de girar durant un període sideral més una quantitat addicional a causa del moviment orbital de la Terra al voltant del Sol. Cal tenir en compte que la literatura astrofísica no sol utilitzar el període de rotació equatorial, sinó que sovint utilitza la definició d'una rotació de Carrington: un període de rotació sinòdic de 27,2753 dies o un període sideral de 25,38 dies. Aquest període escollit correspon aproximadament a la rotació prograda a una latitud de 26° nord o sud, cosa que és coherent amb la latitud típica de les taques solars i l'activitat solar periòdica corresponent. Quan es veu el Sol des del "nord" (per sobre del pol nord de la Terra), la rotació solar és en sentit antihorari (cap a l'est). Per a una persona que es trobi al pol nord de la Terra en el moment de l'equinocci, les taques solars semblarien moure's d'esquerra a dreta a través de la cara del Sol.
En les coordenades heliogràfiques de Stonyhurst, el costat esquerre de la cara del Sol s'anomena Est, i el costat dret de la cara del Sol s'anomena Oest. Per tant, es diu que les taques solars es mouen per la cara del Sol d'est a oest.
Nombre de rotació de Bartels El número de rotació de Bartels és un recompte en sèrie que numera les rotacions aparents del Sol vist des de la Terra, i s'utilitza per rastrejar certs patrons recurrents o canviants d'activitat solar. Per a aquest propòsit, cada rotació té una durada d'exactament 27 dies, propera a la taxa de rotació sinòdica de Carrington. Julius Bartels va assignar arbitràriament el primer dia de rotació al 8 de febrer de 1832. El número de sèrie serveix com una mena de calendari per marcar els períodes de recurrència dels paràmetres solars i geofísics.
Rotació de Carrington miniatura|Vídeo de cinc anys, cada fotograma és un període de Carrington period. La rotació de Carrington és un sistema per comparar ubicacions al Sol durant un període de temps, permetent el seguiment de grups de taques solars o la reaparició d'erupcions posteriorment.
Com que la rotació solar és variable amb la latitud, la profunditat i el temps, qualsevol sistema d'aquest tipus és necessàriament arbitrari i només fa que la comparació sigui significativa durant períodes de temps moderats. La rotació solar es considera de 27,2753 dies (vegeu més avall) per a les rotacions de Carrington. Cada rotació del Sol sota aquest esquema rep un número únic anomenat Número de Rotació de Carrington, a partir del 9 de novembre de 1853.
La longitud heliogràfica d'una característica solar es refereix convencionalment a la seva distància angular respecte al meridià central creuat per la línia radial Sol-Terra. La "longitud de Carrington" de la mateixa característica es refereix a un punt de referència fix arbitrari d'una rotació rígida imaginada, tal com es va definir originalment per Richard Christopher Carrington.
Carrington va determinar la taxa de rotació solar a partir de taques solars de baixa latitud a la dècada de 1850 i va arribar a 25,38 dies per al període de rotació sideral. La rotació sideral es mesura en relació amb les estrelles, però com que la Terra orbita el Sol, veiem aquest període com a 27,2753 dies.
És possible construir un diagrama amb la longitud de les taques solars horitzontalment i el temps verticalment. La longitud es mesura pel temps de creuament del meridià central i es basa en les rotacions de Carrington. En cada rotació, representada sota les precedents, la majoria de les taques solars o altres fenòmens reapareixen directament sota el mateix fenomen en la rotació anterior. Hi pot haver lleugeres desviacions a l'esquerra o a la dreta durant períodes de temps més llargs.
El "diagrama musical" de Bartels o el diagrama espiral de Condegram són altres tècniques per expressar la periodicitat aproximada de 27 dies de diversos fenòmens que s'originen a la superfície solar.
Emprant taques solars per mesurar la rotació Les constants de rotació s'han mesurat mesurant el moviment de diverses característiques ("traçadors") a la superfície solar. Els primers i més utilitzats traçadors són les taques solars. Tot i que les taques solars s'havien observat des de l'antiguitat, va ser només quan es va començar a utilitzar el telescopi que es va observar que giraven amb el Sol i, per tant, es va poder definir el període de la rotació solar. L'erudit anglès Thomas Harriot fou probablement el primer a observar taques solars telescòpicament, com ho demostra un dibuix al seu quadern datat el 8 de desembre de 1610. Johannes Fabricius, que guaità sistemàticament les taques durant uns mesos i també notà el seu moviment a través del disc solar, publicà les primeres observacions el juny de 1611, a De Maculis in Sole Observatis, et Apparente earum cum Sole Conversione Narratio ("Narració sobre les taques observades al Sol i la seva rotació aparent amb el Sol"). Això es pot considerar la primera evidència observacional de la rotació solar. Christoph Scheiner (Rosa Ursine sive solis, llibre 4, part 2, 1630) fou el primer a mesurar la taxa de rotació equatorial del Sol i s'adonà que la rotació a latituds més altes és més lenta, per la qual cosa se'l pot considerar el descobridor de la rotació diferencial solar.
Cada mesura dóna una resposta lleugerament diferent, donant lloc a les desviacions estàndard anteriors (mostrades com a +/−). St. John (1918) fou potser el primer a resumir les taxes de rotació solar publicades i va concloure que les diferències en les sèries mesurades en diferents anys difícilment es poden atribuir a l'observació personal o a pertorbacions locals del Sol, i probablement es deuen a variacions temporals en la taxa de rotació, i Hubrecht (1915) va ser el primer a descobrir que els dos hemisferis solars giren de manera diferent. Un estudi de dades de magnetògraf va mostrar un període sinòdic d'acord amb altres estudis de 26,24 dies a l'equador i gairebé 38 dies als pols.
Rotació solar interna Fins a l'aparició de l'heliosismologia, l'estudi de les oscil·lacions de les ones del Sol, se sabia molt poc sobre la rotació interna del Sol. Es pensava que el perfil diferencial de la superfície s'estenia cap a l'interior solar com a cilindres giratoris de moment angular constant. Gràcies a l'heliosismologia ara se sap que això no és el cas i s'ha descobert el perfil de rotació del Sol. A la superfície, el Sol gira lentament als pols i ràpidament a l'equador. Aquest perfil s'estén en línies aproximadament radials a través de la zona de convecció solar cap a l'interior. A la tacoclina, la rotació canvia bruscament a la rotació d'un cos sòlid a la zona de radiació solar. miniatura|Rotació interna del Sol, que mostra una rotació diferencial a la regió convectiva externa i una rotació gairebé uniforme a la regió radiativa central. La transició entre aquestes regions s'anomena tacoclina.
Referències
Categoria:Sol Categoria:Geologia Categoria:Astronomia