태양 회전

Solar rotation
태양 회전은 이 거짓 컬러 비디오의 배경에서 볼 수 있다.

태양 회전은 위도에 따라 다르다. 태양은 단단한 몸은 아니지만 기체 플라즈마로 이루어져 있다. 다른 위도는 다른 기간에 회전한다. 이 차등 회전의 근원은 태양 천문학에 관한 현재의 연구 영역이다.[1] 표면 회전 속도는 적도(위도 φ = 0°)에서 가장 빠르고 위도가 높아질수록 감소하는 것으로 관측된다. 태양 회전 기간은 적도에서 24.47일이고 극지방에서는 거의 38일이다. 평균 회전이 28일이다.

표면 회전 방정식

차동 회전율은 보통 다음과 같은 방정식으로 설명된다.

여기서 은(는) 일일 각도 속도, 은(는) 태양위도, A, B, C는 상수다. A, B, C의 값은 측정에 사용되는 기법과 연구된 기간에 따라 다르다.[2] 허용되는 평균 값의[3] 현재 집합은 다음과 같다.

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

사이드리얼 회전

적도에서 태양 회전 기간은 24.47일이다. 이를사이드리얼회전 기간이라고 하며, 태양의 고정 형상이 지구에서 보는 것과 같은 겉보기 위치로 회전하는 시간인 26.24일의시노다크 회전 기간과 혼동해서는안 된다. 태양 주위의 지구의 궤도 운동으로 인해 태양이 사이드리얼 기간과 여분의 양을 더하여 회전해야 하기 때문에 시뇨기 기간이 더 길다. 천체물리학 문헌은 일반적으로 적도 회전 기간을 사용하는 것이 아니라 종종 카링턴 회전의 정의, 즉 27.2753일의 시뇨 회전 기간 또는 25.38일의 사이드리얼 기간을 사용한다. 이 선택된 기간은 대략 북위 26° 또는 남위 26°에서 프로그램 회전에 해당하며, 이는 태양 흑점의 전형적인 위도 및 해당 주기적인 태양 활동과 일치한다. 태양을 "북쪽"(지구의 북극 위)에서 볼 때, 태양 자전은 시계 반대 방향(동쪽)이다. 북극에 서 있는 사람에게 태양 흑점은 태양의 얼굴을 가로질러 왼쪽에서 오른쪽으로 움직이는 것처럼 보일 것이다.

태양의 자전은 태양 북극 위의 가상 지점에서 내려다볼 때 시계 반대 방향이다. 지구의 북극 위의 가상 지점에서 볼 때, 태양의 흑점은 태양의 얼굴을 가로질러 왼쪽에서 오른쪽으로 이동하는 것으로 보인다. 스토니허스트 헬기 좌표에서는 태양 얼굴의 왼쪽을 동쪽이라고 하고, 오른쪽을 서쪽이라고 부른다. 따라서 태양 흑점은 태양의 얼굴을 동서로 가로지르며 움직인다고 한다.

바텔스 로테이션 번호

바텔스 회전 번호는 지구에서 본 태양의 겉보기 회전을 숫자로 하는 일련번호로, 태양 활동의 특정 반복 또는 이동 패턴을 추적하는 데 사용된다. 이를 위해 각 회전은 정확히 27일의 길이를 가지며, 시노다틱 카링턴 회전율에 가깝다. 줄리어스 바텔스는 1832년 2월 8일 하루의 로테이션을 임의로 할당했다. 일련번호는 태양과 지구물리학적 매개변수의 반복 기간을 표시하는 일종의 달력 역할을 한다.

캐링턴 회전

선 5년 영상, 캐링턴 기간당 한 프레임씩

캐링턴 회전은 일정 기간 동안 태양의 위치를 비교하는 시스템으로, 태양 흑점군의 다음과 같은 그룹이나 나중에 폭발이 다시 나타날 수 있다.

태양 회전은 위도, 깊이 및 시간에 따라 가변적이기 때문에, 그러한 시스템은 반드시 임의적이며 적당한 시간 동안만 비교를 의미 있게 만든다. 캐링턴 회전을 위해 태양 회전을 27.2753일(아래 참조)으로 한다. 이 계략에 따라 태양의 각 회전에는 1853년 11월 9일부터 캐링턴 회전 번호라는 고유 번호가 부여된다(바텔 회전 번호는[4] 정확히 27일의 기간을 사용하고 1832년 2월 8일부터 시작되는 유사한 번호 부여 체계).

태양 특성의 태양 경도는 일반적으로 중심 자오선에 상대적인 각도 거리, 즉 태양-지구 선이 정의하는 거리를 가리킨다. 동일한 형상의 "캐링턴 경도"는 캐링턴이 원래 정의한 상상의 강성 회전의 임의 고정 기준점을 가리킨다.

리차드 크리스토퍼 캐링턴은 1850년대에 저위도의 태양 흑점으로부터 태양 회전율을 결정했고, 사이드리얼 회전 기간 동안 25.38일에 도달했다. 항성에 대해 사이드리얼 회전을 측정하지만, 지구가 태양의 궤도를 돌고 있기 때문에 우리는 이 기간을 27.2753일로 본다.

태양 흑점의 경도를 수평으로 그리고 시간을 수직으로 하여 도표를 구성할 수 있다. 경도는 중앙 자오선을 넘는 시간에 의해 측정되며, 캐링턴 회전에 기초한다. 앞의 회전에 따라 표시된 각 회전에서는 대부분의 태양 흑점 또는 다른 현상이 이전 회전의 동일한 현상 바로 아래에 다시 나타날 것이다. 더 긴 시간 동안 왼쪽이나 오른쪽이 약간 표류할 수 있다.

바텔스 "뮤지컬 다이어그램" 또는 콘데그램 나선형 플롯은 태양 표면에서 발생하는 다양한 현상의 대략 27일 주기성을 표현하기 위한 다른 기법이다.

선스팟을 사용하여 회전 측정

회전 상수는 태양 표면에서 다양한 형상("트레이서")의 움직임을 측정하여 측정하였다. 첫 번째 그리고 가장 널리 사용되는 추적기는 태양 흑점이다. 고대부터 태양 흑점이 관측되었지만, 망원경이 사용되었을 때 비로소 태양과 함께 선회하는 것을 관찰할 수 있었고, 따라서 태양 회전의 기간을 정의할 수 있었다. 영국의 학자 토머스 해리엇은 1610년 12월 8일자 노트에 실린 그림에서 증명된 것처럼 망원경으로 태양 흑점을 관찰한 최초의 사람이었을 것이며, 첫 번째 발표된 관찰(1611년 6월) "De Maculis in Sole Observatis, et Aparrente Earum Sole Conversione Narratio"("Spoints on the sun and theirs and theirs and theirs and theiron)라는 제목의 글에서 관찰된 장소의 약칭)라는 제목의 첫 번째 관찰 결과였을 것이다. 겉보기 '태양과 함께 회전')은 요하네스 패브릭리우스가 몇 달 동안 체계적으로 그 점들을 관찰하고 태양 원반을 가로지르는 그들의 움직임에 주목한 것이었다. 이것은 태양 회전의 첫 번째 관찰 증거로 간주될 수 있다. 크리스토프 스키너("Rosa Ursine sive solis", 4, 2, 1630권)는 태양의 적도 자전율을 가장 먼저 측정한 결과, 높은 위도에서 자전이 느리기 때문에 태양 미분 자전의 발견자로 간주할 수 있다.

각 측정은 위의 표준 편차(+/-로 표시)를 산출하면서 약간 다른 답을 제공한다. 성 요한(1918년)은 아마도 최초로 발표된 태양 회전율을 요약한 것이며, 서로 다른 연도로 측정된 직렬의 차이는 개인 관측이나 태양에 대한 국지적 소동에 기인할 수 없으며, 아마도 회전율의 시간적 차이 때문일 것이며, 허브레흐트(1915년)가 최초의 것이었다는 결론을 내렸다. 두 개의 태양 반구가 다르게 회전한다는 것을 발견하기 위해서입니다. 자전기 데이터에 대한 연구는 적도에서 26.24일, 극지방에서 거의 38일의 다른 연구와 일치한 동의 기간을 보여주었다.[5]

내부 태양 회전

태양의 내부 회전, 외부 대류 영역에서 미분 회전, 중앙 복사 영역에서 거의 균일한 회전을 나타낸다. 이 지역들 사이의 이행을 타코라인이라고 한다.cline)이라고 한다.

태양의 파동 진동 연구인 헬리오세즘학이 등장하기 전까지 태양의 내부 자전에 대해서는 거의 알려져 있지 않았다. 표면의 차등 프로파일은 일정한 각운동량의 회전 실린더로서 태양 내부로 확장되는 것으로 생각되었다.[6] 헬리오세즘학을 통해 지금은 그렇지 않은 것으로 알려져 있으며 태양의 회전 프로필이 발견되었다. 표면적으로는 태양은 극지방에서 천천히, 적도에서 빠르게 회전한다. 이 프로필은 태양 대류 구역을 통해 내부로 대략 방사형 선으로 확장된다. 타코라인에서 회전은 태양 복사 영역에서 갑자기 고체 몸체 회전으로 바뀐다.[7]

참고 항목

참조

  1. ^ Zell, Holly (2015-03-02). "Solar Rotation Varies by Latitude". NASA. Retrieved 2019-02-14.
  2. ^ Beck, J. (2000). "A comparison of differential rotation measurements". Solar Physics. 191: 47–70. Bibcode:2000SoPh..191...47B. doi:10.1023/A:1005226402796.
  3. ^ Snodgrass, H.; Ulrich, R. (1990). "Rotation of Doppler features in the solar photosphere". Astrophysical Journal. 351: 309–316. Bibcode:1990ApJ...351..309S. doi:10.1086/168467.
  4. ^ Bartels, J. (1934), "Twenty-Seven Day Recurrences in Terrestrial-Magnetic and Solar Activity, 1923-1933", Terrestrial Magnetism and Atmospheric Electricity, 39 (3): 201–202a, Bibcode:1934TeMAE..39..201B, doi:10.1029/TE039i003p00201
  5. ^ 5. 천문학과 천체물리학, 제233권, 제1호, 1990년 7월, 페이지 220-228. http://adsabs.harvard.edu/full/1990A%26A...233..220S
  6. ^ Glatzmaier, G. A. (1985). "Numerical simulations of stellar convective dynamos III. At the base of the convection zone". Solar Physics. 125 (1–2): 137–150. Bibcode:1985GApFD..31..137G. doi:10.1080/03091928508219267.
  7. ^ Christensen-Dalsgaard J. & Thompson, M.J. (2007). The Solar Tachocline:Observational results and issues concerning the tachocline. Cambridge University Press. pp. 53–86.
  • Cox, Arthur N, Ed. "Alen's Astrophysical Quanties", 4번째 Ed, Springer, 1999.
  • 2003년 J.J. 자바라야 태양열 차등 회전에서의 장기적 변화. 태양 물리, 212(1): 23-49.
  • 1918년 세인트 존 태양 회전 문제의 현재 상태, 태평양 천문 학회의 간행물 V.30, 178호, 319-325호.

외부 링크