Rotation solaire

Le soleil tourne autour de son propre axe de la même manière que ses planètes tournent. En tant que boule de gaz , il ne tourne pas uniformément, mais beaucoup plus vite à l'équateur qu'aux pôles. De plus, des résultats différents sont obtenus selon la méthode de mesure , car elle tourne plus vite sous la surface . Classiquement, une période de rotation sidérale de 25,38 jours est spécifiée, ce qui correspond au mouvement moyen des taches solaires à une latitude héliographique de 26°. La période de rotation synodique (basée sur la terre) est en moyenne d'environ 27,28 jours.

L'axe de rotation du soleil est incliné de 7,25 ° par rapport à l' écliptique .

Notions de base

La rotation importante du soleil et de presque tous les objets de l' univers est souvent due à une contraction lors de leur formation : En général, les composants des nuages ​​de poussière et de gaz en contraction ne se déplacent pas exactement vers le centre de gravité , mais ont plutôt un moment cinétique . Lors de la contraction, la distance au centre de gravité se réduit, de sorte que du fait de la conservation du moment cinétique , la vitesse de rotation augmente (voir effet spins ).

Le soleil a une rotation beaucoup plus lente que la plupart des autres étoiles , ce qui pourrait être lié aux caractéristiques particulières du système solaire (grande distance entre les planètes).

Rotation différentielle

La rotation différentielle du soleil commence à la tachocline à environ 0,7 du rayon du soleil.

En tant que boule de gaz en rotation, le soleil ne tourne pas comme un corps solide avec une rotation rigide , mais a - comme l'ont déterminé les taches solaires vers 1800 - une rotation différentielle : il tourne plus vite à l' équateur qu'à proximité des pôles .

Cela a été suspecté au 18ème siècle et examiné en détail par R. C. Carrington et Gustav Spörer en 1863 . Résultat : la période orbitale des taches solaires dans la région équatoriale est d'environ 25 jours, de celles à 45° de latitude 27 jours, au voisinage des pôles sur 31 jours.

La dépendance exacte de la vitesse de rotation  sur la latitude héliographique  peut être décrite par une loi empirique avec les constantes , et , qui a été établie par Carrington :${\ displaystyle \ Omega}$${\ style d'affichage \ bêta}$ ${\ style d'affichage A}$${\ style d'affichage B}$${\ style d'affichage C}$

${\ displaystyle \ Omega = AB \ sin ^ {2} (\ beta) -C \ sin ^ {4} (\ beta)}$

Les trois constantes ont également chacune l'unité d' une vitesse de rotation. ${\ displaystyle 1 / \ mathrm {a}}$

De l'observation du décalage Doppler de la raies spectrales suivantes des résultats de la relation:

${\ displaystyle \ Omega _ {\ mathrm {D}} = 13 {,} 9 \, {\ frac {1} {\ mathrm {a}}} - 1 {,} 76 \, {\ frac {1} { \ mathrm {a}}} \; \ sin ^ {2} (\ beta) -2 {,} 21 \, {\ frac {1} {\ mathrm {a}}} \; \ sin ^ {4} ( \ bêta)}$

De l'observation des taches solaires on obtient :

${\ displaystyle \ Omega _ {\ mathrm {F}} = 14 {,} 4 \, {\ frac {1} {\ mathrm {a}}} - 2 {,} 8 \, {\ frac {1} { \ mathrm {a}}} \, \ sin ^ {2} (\ bêta)}$

La différence dans les constantes indique que le soleil tourne plus vite à l'intérieur qu'à l'extérieur de la photosphère et donc les taches solaires (qui sont liées aux champs magnétiques créés à l'intérieur) tournent plus vite que le gaz de la photosphère.

En plus de la dépendance à la latitude et à la profondeur de la rotation (entre 24 et plus de 35 jours), le taux de rotation varie également légèrement dans le cycle d' activité des taches solaires .

Une théorie complète de la rotation solaire n'existe pas encore .

numérotage

Par RC Carrington, le comptage des rotations a été introduit sur la base de l'observation des taches solaires selon laquelle une période synodique moyenne se déroule sur une base d'environ 27,2753 jours et le 9 novembre 1853 à 21:38  UTC a commencé avec la rotation solaire n° 1

Sur la base des investigations de Julius Bartels sur l' activité géomagnétique , une autre rotation comptant une période d'exactement 27 jours a été introduite, à partir du 8 février 1832.

Effet sur le champ magnétique solaire

Le " Parker Spiral" nommé d'après Eugene N. Parker

En raison de la rotation du soleil, le champ magnétique solaire , qui est dirigé vers l'extérieur par le vent solaire , prend la forme d'une spirale , qui tourne avec une période orbitale d'environ 25 jours.

Voir également

• Région tachocline

Preuve individuelle

1. ^ Observatoire solaire de Wilcox ( Stanford ): Calendriers Carrington et Bartels
2. ↑ Hannu Koskinen : Physique des tempêtes spatiales : De la surface solaire à la Terre . Springer Science & Business Media, 2011, ISBN 3-642-00319-2 , p. 9 ( aperçu limité dans la recherche Google Book). 
3. ↑ WSO : calendriers Carrington et Bartels (anglais)
4. ↑ Rotation solaire de Carrington ( Memento de l' original du 4 juillet 2008 dans Internet Archive ) Info : Le lien d' archive a été inséré automatiquement et n'a pas encore été vérifié. Veuillez vérifier le lien d'origine et d'archive conformément aux instructions , puis supprimez cet avis. @1@ 2Modèle : Webachiv / IABot / www.sonneonline.org
5. ↑ Bartels, J. (1934): Récurrences à vingt-sept jours de l'activité terrestre-magnétique et solaire, 1923-1933 , Magnétisme terrestre et électricité atmosphérique 39 : 201-202a

Littérature

• Arnold Hanslmeier : Introduction to Astronomy and Astrophysics , 3e édition 2014, ISBN 978-3-642-37699-3
• Joachim Gürtler et Johann Dorschner : Le système solaire . Barth, Leipzig - Berlin - Heidelberg 1993. ISBN 3-335-00281-4

liens web

• Une animation de la rotation solaire externe (Anglais)