Güneş dönüşü - Solar rotation

Güneşin dönüşü, bu sahte renkli videonun arka planında görülebilir .

Güneş dönüşü enlem ile değişir . Güneş katı gövde değil, bir gaz oluşur plazma . Farklı enlemler farklı dönemlerde döner. Bu diferansiyel rotasyonun kaynağı, güneş astronomisinde güncel bir araştırma alanıdır. Yüzey dönüş hızının ekvatorda (enlem φ = 0° ) en hızlı olduğu ve enlem arttıkça azaldığı gözlemlenmiştir . Güneş rotasyon dönemi ekvatorda 24.47 gün ve neredeyse 38 gündür direkleri . Ortalama rotasyon 28 gündür.

Bir denklem olarak yüzey dönüşü

Diferansiyel rotasyon hızı, genellikle aşağıda verilen denklemle tarif edilir:

nerede günlük derece cinsinden açısal hız , güneş enlemidir ve A, B ve C sabitlerdir. A, B ve C değerleri, ölçümü yapmak için kullanılan tekniklerin yanı sıra çalışılan zaman periyoduna bağlı olarak farklılık gösterir. Geçerli bir kabul edilen ortalama değerler kümesi:

A= 14.713 ± 0.0491 °/gün
B= -2.396 ± 0.188 °/gün
C= -1.787 ± 0.253 °/gün

yıldız rotasyonu

Ekvatorda güneş dönme süresi 24.47 gündür. Buna yıldız dönme periyodu denir ve Güneş'teki sabit bir özelliğin Dünya'dan bakıldığında aynı görünür konuma dönme zamanı olan 26.24 günlük sinodik dönme periyodu ile karıştırılmamalıdır . Sinodik dönem daha uzundur, çünkü Güneş bir yıldız dönemi artı Dünya'nın Güneş etrafındaki yörünge hareketi nedeniyle fazladan bir miktar döndürmek zorundadır. Astrofizik literatürünün tipik olarak ekvatoral rotasyon periyodunu kullanmadığını, bunun yerine sıklıkla bir Carrington rotasyonunun tanımını kullandığına dikkat edin : 27.2753 günlük bir sinodik rotasyon periyodu veya 25.38 günlük bir yıldız periyodu. Bu seçilen periyot kabaca , tipik güneş lekeleri enlemi ve karşılık gelen periyodik güneş aktivitesi ile tutarlı olan 26° kuzey veya güney enlemindeki prograd rotasyona karşılık gelir. Güneş "kuzeyden" (Dünya'nın kuzey kutbunun üzerinde) bakıldığında, güneş dönüşü saat yönünün tersine (doğuya doğru) olur. Kuzey Kutbu'nda duran bir kişiye , güneş lekeleri Güneş'in yüzünde soldan sağa doğru hareket ediyormuş gibi görünür.

Bartellerin Rotasyon Sayısı

Bartels'in Dönüş Sayısı, Güneş'in Dünya'dan bakıldığında görünen dönüşlerini numaralandıran ve belirli tekrarlayan veya değişen güneş aktivitesi modellerini izlemek için kullanılan seri bir sayıdır . Bu amaçla, her rotasyonun, sinodik Carrington rotasyon hızına yakın, tam olarak 27 günlük bir uzunluğu vardır. Julius Bartels keyfi olarak bir günlük rotasyonu 8 Şubat 1832'ye atadı. Seri numarası , güneş ve jeofizik parametrelerin tekrarlanma dönemlerini işaretlemek için bir tür takvim görevi görür .

Carrington dönüşü

Sun'ın beş yıllık videosu, Carrington dönemi başına bir kare.

Carrington dönme aşağıdaki sağlayan, belli bir süre boyunca güneş konumları karşılaştırılması için bir sistemi , güneş lekesi daha sonraki bir zamanda grupları veya patlamalar yeniden ortaya çıkma.

Güneş dönüşü enlem, derinlik ve zamana göre değişken olduğundan, bu tür herhangi bir sistem zorunlu olarak keyfidir ve karşılaştırmayı yalnızca ılımlı zaman dilimlerinde anlamlı kılar. Carrington rotasyonları için güneş rotasyonu 27.2753 gün olarak alınmıştır (aşağıya bakınız). Bu şema altında Güneş'in her dönüşüne 9 Kasım 1853'ten başlayarak Carrington Dönme Numarası adı verilen benzersiz bir numara verilir. 1832.)

Bir güneş özelliğinin heliografik boylamı, geleneksel olarak, merkezi meridyene göre açısal mesafesine, yani Güneş-Dünya çizgisinin tanımladığı mesafeye atıfta bulunur. Aynı özelliğin "Carrington boylamı", orijinal olarak Carrington tarafından tanımlandığı gibi, hayali bir katı dönüşün keyfi sabit bir referans noktasına atıfta bulunur .

Richard Christopher Carrington , 1850'lerde düşük enlemdeki güneş lekelerinden güneş dönüş hızını belirledi ve yıldız dönüş dönemi için 25.38 güne ulaştı. Sidereal rotasyon yıldızlara göre ölçülür, ancak Dünya Güneş'in etrafında döndüğü için bu süreyi 27.2753 gün olarak görüyoruz.

Yatay olarak güneş lekelerinin boylamları ve dikey olarak zaman ile bir diyagram oluşturmak mümkündür. Boylam, merkezi meridyeni geçme süresiyle ve Carrington dönüşlerine göre ölçülür. Önceki dönüşlerin altında çizilen her dönüşte, çoğu güneş lekesi veya diğer fenomen, önceki dönüşteki aynı fenomenin hemen altında yeniden ortaya çıkacaktır. Daha uzun süreler boyunca sola veya sağa hafif kaymalar olabilir.

Bartels "müzikal diyagramı" veya Condegram spiral arsa güneş yüzeyinde çeşitli fenomenler menşeli yaklaşık 27 günlük bir periyot ifade etmek için başka teknikler vardır.

Dönmeyi ölçmek için güneş lekelerini kullanma

Dönme sabitleri, güneş yüzeyindeki çeşitli özelliklerin ("izleyiciler") hareketi ölçülerek ölçülmüştür. İlk ve en yaygın olarak kullanılan izleyiciler güneş lekeleridir . Güneş lekeleri eski zamanlardan beri gözlemlense de, ancak teleskop kullanılmaya başlandığında Güneş'le birlikte döndükleri gözlemlenmiş ve böylece güneş dönüş periyodu tanımlanabilmiştir. İngiliz bilgin Thomas Harriot , 8 Aralık 1610 tarihli not defterindeki bir çizimin ve “De Maculis in Sole Observatis, et Apparente earum cum Sole Conversione” başlıklı ilk yayınlanan gözlemlerin (Haziran 1611) kanıtladığı gibi, güneş lekelerini teleskopik olarak gözlemleyen muhtemelen ilk kişiydi. Narratio” (“Güneşte Gözlenen Noktalar ve Güneşle Görünür Dönmeleri Üzerine Anlatım”), birkaç aydır lekeleri sistematik olarak gözlemleyen ve ayrıca güneş diski üzerindeki hareketlerini de kaydeden Johannes Fabricius'a aitti . Bu, güneş rotasyonunun ilk gözlemsel kanıtı olarak kabul edilebilir. Christoph Scheiner (“Rosa Ursine sive solis”, kitap 4, bölüm 2, 1630) Güneş'in ekvatoral dönüş hızını ölçen ilk kişiydi ve daha yüksek enlemlerdeki dönüşün daha yavaş olduğunu fark etti, bu nedenle güneş enerjisinin keşfi olarak kabul edilebilir. diferansiyel rotasyon.

Her ölçüm, yukarıdaki standart sapmaları (+/- olarak gösterilir) veren biraz farklı bir yanıt verir. John (1918), yayınlanan güneş dönüş hızlarını belki de ilk özetleyen kişiydi ve farklı yıllarda ölçülen serilerdeki farklılıkların, kişisel gözlemlere veya Güneş üzerindeki yerel rahatsızlıklara pek atfedilemeyeceği ve muhtemelen zamana bağlı olduğu sonucuna vardı. dönme hızındaki değişimler ve Hubrecht (1915) iki güneş yarıküresinin farklı şekilde döndüğünü bulan ilk kişiydi . Manyetograf verileriyle ilgili bir çalışma, ekvatorda 26.24 günlük ve kutuplarda yaklaşık 38 günlük diğer çalışmalarla uyumlu olarak sinodik bir dönem gösterdi.

İç güneş dönüşü

Dış konvektif bölgede diferansiyel rotasyon ve merkezi ışıma bölgesinde neredeyse tek tip rotasyon gösteren Güneş'teki iç rotasyon. Bu bölgeler arasındaki geçişe takoklin denir.

Güneş'teki dalga salınımlarını inceleyen heliosismolojinin ortaya çıkışına kadar , Güneş'in iç dönüşü hakkında çok az şey biliniyordu. Yüzeyin diferansiyel profilinin, sabit açısal momentuma sahip dönen silindirler olarak güneş iç kısmına uzandığı düşünülüyordu. Helyosismoloji sayesinde artık durumun böyle olmadığı biliniyor ve Güneş'in dönme profili bulundu. Yüzeyde, Güneş kutuplarda yavaş, ekvatorda ise hızlı döner. Bu profil, güneş konveksiyon bölgesinden içeriye doğru kabaca radyal çizgiler üzerinde uzanır . En tachocline bölgesi dönme aniden katı cisim dönme geçer güneş radyasyon bölgesi .

Ayrıca bakınız

Referanslar

  • Cox, Arthur N., Ed. "Allen'ın Astrofiziksel Miktarları", 4. Baskı, Springer, 1999.
  • Javaraiah, J., 2003. Solar Diferansiyel Rotasyonda Uzun Vadeli Varyasyonlar. Güneş Fiziği, 212 (1): 23-49.
  • John, C., 1918. Güneş dönüşü sorununun mevcut durumu, Yayınları Pasifik Astronomi Topluluğu, V.30, No. 178, 319-325.

Dış bağlantılar