rotación solar

La rotación solar es la rotación del Sol sobre su propio eje. El Sol no es un cuerpo sólido, sino que está compuesto de plasma gaseoso , y su rotación tiene diferentes periodos según la latitud. El periodo de rotación solar es de 25,67 días en el ecuador y aumenta con la latitud, alcanzando los 33,40 días a 75 grados de latitud. ^{[ 1 ]} El origen de esta rotación diferencial es un área de investigación actual en astronomía solar. ^{[ 2 ]}

El eje de rotación del Sol está ligeramente inclinado con respecto al eje de la órbita terrestre en el plano de la eclíptica , lo que provoca que los observadores en la Tierra vean más del polo norte del Sol en septiembre y más del polo sur del Sol en marzo. ^{[ 2 ]} La dirección del eje de rotación del Sol se infirió por primera vez a partir del movimiento propio de las manchas solares . Los valores estándar utilizados para definir el eje de rotación fueron derivados de esta manera por Richard C. Carrington en 1863. Encontró que el ángulo de inclinación entre el ecuador solar y el plano de la eclíptica era de 7,25 grados y la longitud entre el punto de intersección del ecuador solar con la eclíptica y el equinoccio de marzo era de 73,67 grados para el año 1850. ^{[ 3 ] : 244 [ 4 ] [ 5 ]}

La velocidad de rotación diferencial de la fotosfera se puede aproximar mediante la ecuación:

${\displaystyle \omega =A+B\,\sin ^{2}(\varphi )+C\,\sin ^{4}(\varphi )}$

dónde${\displaystyle \omega }$es la velocidad angular en grados por día,${\displaystyle \varphi }$es la latitud solar, A es la velocidad angular en el ecuador, y B, C son constantes que controlan la disminución de la velocidad con el aumento de la latitud. Los valores de A, B y C difieren según las técnicas utilizadas para realizar la medición, así como el período de tiempo estudiado. ^{[ 6 ]} Un conjunto actual de valores promedio aceptados ^{[ 7 ]} es:

${\displaystyle A=14.713\pm 0.0491\ ^{\circ }/{\text{día}}}$

${\displaystyle B=-2.396\pm 0.188\ ^{\circ }/{\text{día}}}$

${\displaystyle C=-1.787\pm 0.253\ ^{\circ }/{\text{día}}}$

En el ecuador, el período de rotación solar es de 24,47 días. Este se denomina período de rotación sideral y no debe confundirse con el período de rotación sinódica de 26,24 días, que es el tiempo que tarda un punto fijo del Sol en girar hasta la misma posición aparente vista desde la Tierra (la rotación orbital de la Tierra es en la misma dirección que la del Sol). El período sinódico es más largo porque el Sol debe rotar durante un período sideral más un tiempo adicional debido al movimiento orbital de la Tierra alrededor del Sol. Cabe destacar que la literatura astrofísica no suele utilizar el período de rotación ecuatorial, sino que a menudo emplea la definición de rotación de Carrington : un período de rotación sinódica de 27,2753 días o un período sideral de 25,38 días. Este período elegido corresponde aproximadamente a la rotación prograda a una latitud de 26° norte o sur, lo cual es consistente con la latitud típica de las manchas solares y la actividad solar periódica correspondiente. Cuando se observa el Sol desde el norte (por encima del polo norte terrestre), su rotación es en sentido contrario a las agujas del reloj (hacia el este). Para una persona situada en el polo norte terrestre durante el equinoccio, las manchas solares parecerían moverse de izquierda a derecha a través de la superficie del Sol.

En las coordenadas heliográficas de Stonyhurst , el lado izquierdo de la cara del Sol se llama Este, y el lado derecho se llama Oeste. Por lo tanto, se dice que las manchas solares se mueven a través de la cara del Sol de este a oeste.

Las constantes de rotación se han medido registrando el movimiento de diversas características ("marcadores") en la superficie solar. Los primeros y más utilizados marcadores son las manchas solares . Si bien las manchas solares se habían observado desde la antigüedad, fue solo con la llegada del telescopio que se pudo observar que giraban con el Sol, lo que permitió definir el período de rotación solar. El erudito inglés Thomas Harriot fue probablemente el primero en observar las manchas solares con telescopio, como lo demuestra un dibujo en su cuaderno fechado el 8 de diciembre de 1610. Johannes Fabricius , quien observó sistemáticamente las manchas durante algunos meses y también anotó su movimiento a través del disco solar, publicó las primeras observaciones en junio de 1611, en De Maculis in Sole Observatis, et Apparente earum cum Sole Conversione Narratio ("Narración sobre las manchas observadas en el Sol y su aparente rotación con el Sol"). Esto puede considerarse la primera evidencia observacional de la rotación solar. Christoph Scheiner ( Rosa Ursine sive solis , libro 4, parte 2, 1630) fue el primero en medir la velocidad de rotación ecuatorial del Sol y notó que la rotación en latitudes más altas es más lenta, por lo que puede considerarse el descubridor de la rotación diferencial solar.

Cada medición da una respuesta ligeramente diferente, lo que produce las desviaciones estándar anteriores (mostradas como +/−). St. John (1918) fue quizás el primero en resumir las tasas de rotación solar publicadas y concluyó que las diferencias en las series medidas en diferentes años difícilmente pueden atribuirse a la observación personal o a perturbaciones locales en el Sol, y probablemente se deban a variaciones temporales en la tasa de rotación, y Hubrecht (1915) fue el primero en descubrir que los dos hemisferios solares rotan de manera diferente. Un estudio de datos de magnetógrafo mostró un período sinódico que concuerda con otros estudios de 26,24 días en el ecuador y casi 38 días en los polos. ^{[ 10 ]}

Hasta la llegada de la heliosismología , el estudio de las oscilaciones ondulatorias en el Sol, se sabía muy poco sobre su rotación interna. Se creía que el perfil diferencial de la superficie se extendía hacia el interior solar como cilindros giratorios de momento angular constante. ^{[ 11 ]} Gracias a la heliosismología, ahora se sabe que esto no es así y se ha descubierto el perfil de rotación del Sol. En la superficie, el Sol rota lentamente en los polos y rápidamente en el ecuador. Este perfil se extiende en líneas aproximadamente radiales a través de la zona de convección solar hacia el interior. En la tacoclina, la rotación cambia abruptamente a una rotación de cuerpo rígido en la zona de radiación solar . ^{[ 12 ]}

• Rotación diferencial en las estrellas
• Sistemas de coordenadas solares
• Magnetohidrodinámica
• Período orbital
• Tacoclina

• Cox, Arthur N. (ed.), Cantidades astrofísicas de Allen , 4.ª ed., Springer, 1999.
• Javaraiah, J., 2003. "Variaciones a largo plazo en la rotación diferencial solar", Física solar , 212 (1): 23–49.
• St. John, C., 1918. "El estado actual del problema de la rotación solar", Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico , 30, 319–325.

• Fechas de inicio de la rotación de Carrington: 1853–2016
• Horarios de inicio y fin de la rotación de Carrington
• Número de rotación de Carrington