Rotation solaire

Le la rotation que solaire varie parce que le Sun se compose de plasma gazeux , et manque donc d'un taux fixe de la rotation . La vitesse de la rotation est la plus rapide à l'équateur (degré de de latitude φ=0 de ), et aux diminutions car des augmentations de latitude. Le taux de rotation est démontré par l'équation : $de \ omega=A+B \, \ sin^2 (\ varphi)$

là où le ω est la vitesse angulaire en degrés par jour, le φ est la latitude et A et B sont des constantes.35) degré du

B=-2.48)

Rotation sidérale

À l'équateur la période solaire de rotation est de 25. Ceci s'appelle la période sidérale de rotation du , et ne devrait pas être confondu avec la période synodale de rotation du de 27.2753 jours, qui est l'heure pour un dispositif fixe sur le soleil de tourner jusqu'à la même position apparente que vue à partir de la terre . La période synodale est plus longue parce que le soleil doit tourner pendant une période sidérale plus une quantité supplémentaire due au mouvement orbital de la terre autour du soleil. Quand le soleil est regardé du " ; north" ; (au-dessus du pôle nordique de terre) la rotation solaire est dans le sens contraire des aiguilles d'une montre. Les taches solaires vues de la terre semblent se déplacer de gauche à droite à travers le visage du soleil.

Using des taches solaires pour mesurer la rotation

Les constantes de rotation ont été mesurées en mesurant le mouvement de divers dispositifs (" ; tracers" ;) sur la surface solaire. Premier et la plupart employé couramment du traceur sont les taches solaires bien qu'on ait observé des taches solaires depuis des époques antiques, il était seulement quand le télescope a hérité l'utilisation qu'elles ont été observées pour tourner avec le Sun, et la période de la rotation solaire pourrait être définie ainsi. Le anglais Thomas Harriot de disciple était probablement le premier pour observer des taches solaires téléscopiquement comme démontré par un schéma dans son cahier en date du 8 décembre, 1610 , et les premières observations éditées ( de juin 1611 ) « De Maculis intitulé dans l'earum unique d'Observatis, et d'Apparente cum Conversione unique Narratio » (" ; Récit sur des taches observées sur le Sun et leur rotation apparente avec le Sun" ;) étaient par le Johannes Fabricius qui avait systématiquement observé les taches pendant quelques mois et avait noté également leur mouvement à travers le disque solaire. Ceci peut être considéré la première évidence d'observation de la rotation solaire. Le Christopher que Scheiner (« solis sive Ursine de Rosa », livre 4, partie, 1630 ) était le premier pour mesurer le taux équatorial de rotation du Sun et noté que la rotation à des latitudes plus élevées est plus lente, ainsi lui peut être considéré le découvreur de la rotation différentielle solaire.

Chaque mesure donne une réponse légèrement différente, rapportant les écarts type ci-dessus (montrés comme +/-). La rue John ( 1918 ) était peut-être la première pour récapituler les taux solaires édités de rotation, et conclu que les différences en série mesurées en différentes années peuvent à peine être attribuées à l'observation personnelle ou aux perturbations locales le Sun, et est probablement due aux variations de temps du taux de rotation, et Hubrecht ( 1915 ) était le premier pour constater que les deux hémisphères solaires tournent différemment.

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