Auringon kierto

Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 12.6.2021 tarkistetusta versiosta . tarkastukset vaativat 3 muokkausta .

Auringon kiertoparametrit ( eng.  Solar rotation ) riippuvat paikan leveysasteesta. Aurinko ei ole kiinteä kappale, se koostuu kaasumaisesta plasmasta . Eri leveysasteilla olevat pisteet pyörivät eri jaksoilla, eli Auringon kierto on differentiaalinen . Syy differentiaaliseen kiertoon on tällä hetkellä yksi aurinkoastronomian kysymyksistä [1] . Pyörimisnopeus on suurin Auringon päiväntasaajalla (leveysaste = 0° ) ja pienenee sen liikkuessa kohti napoja. Auringon kiertoaika päiväntasaajalla on 25,34 päivää ja napojen lähellä lähes 38 päivää.

Kiertoyhtälö

Nopeutta differentiaalisen pyörimisen aikana voidaan kuvata yhtälöllä

missä ω on kulmanopeus ilmaistuna asteina vuorokaudessa, φ on leveysaste, A, B ja C ovat vakioita. A:n, B:n ja C:n arvot vaihtelevat käytetyn mittaustavan ja havaintojakson pituuden mukaan. [2] Tällä hetkellä käytetään seuraavia keskiarvoja [3] :

päivä, päivä, päivä

Sivukierto

Päiväntasaajalla Auringon kiertoaika on 24,47 päivää. Tätä arvoa kutsutaan sidereaaliseksi kiertojaksoksi, eikä sitä pidä sekoittaa synodiseen kiertojaksoon, joka on 26,24 päivää ja edustaa ajanjaksoa, jonka jälkeen Maan päällä olevalle tarkkailijalle Auringon pinnan yksityiskohta toistaa sijaintinsa. Synodinen jakso ylittää sidereaalisen, koska kun yksityiskohdan sijainti pinnalla toistuu, aurinko ei tee vain yhtä kierrosta, vaan myös pienen lisäkulman, joka kompensoi Maan siirtymistä kiertoradalla. Huomaa, että astrofysikaalisessa kirjallisuudessa kiertojaksoa päiväntasaajalla ei yleensä käytetä, vaan sen sijaan määritellään Carringtonin kierto: synodinen kierrosjakso on 27,2753 päivää, sideerinen jakso 25,38 päivää. Tällaiset jakson arvot vastaavat suoraa kiertoa leveysasteella 26° päiväntasaajasta pohjoiseen tai etelään, mikä on tyypillinen arvo alueelle, jolla esiintyy auringonpilkkuja ja säännöllisen auringon aktiivisuuden ilmenemismuotoja. Ekliptiikan pohjoisnavasta katsottuna aurinko pyörii vastapäivään. Jos ihminen on Maan pohjoisnavalla, hänestä näyttää siltä, ​​​​että auringonpilkut liikkuvat vasemmalta oikealle Auringon kiekon poikki.

Bartelsin numero

Pyörivä Bartelsin luku on sarjanumero, joka kuvaa Auringon kierrosten lukumäärää Maasta katsottuna. Käytetään auringon aktiivisuuden toistuvien tai muuttuvien ilmenemismuotojen seuraamiseen. Jokaisen kierroksen oletetaan kestävän 27 päivää, mikä on lähellä Carringtonin synodista jaksoa. Julius Bartels otti 8. helmikuuta 1832 kierrosten määrän lähtökohtana. Kierrosten järjestysluku voi olla eräänlainen kalenteri, joka on sopusoinnussa aurinko- ja geofysikaalisten parametrien toistojaksojen kanssa.

Carringtonin kierto

Carrington-kierto on järjestelmä, jolla sovitetaan Auringon pinnalla olevien piirteiden paikat tietyllä aikavälillä erotettuna, mikä mahdollistaa auringonpilkkuryhmien tai soihdutusryhmien kehityksen seuraamisen.

Koska auringon kiertoparametrit muuttuvat leveysasteen, kerroksen syvyyden ja ajan mukaan, tällaiset vertailujärjestelmät ovat likimääräisiä. Carringtonin kiertomallin tapauksessa Auringon kiertojaksoksi on otettu 27,2753 päivää. Jokaisella Auringon kierroksella tällaisessa järjestelmässä on oma numeronsa, jonka alku on 9. marraskuuta 1853. (Bartelsin luku [4] on rakennettu samanlaisen kaavion mukaan, mutta vallankumousjaksoksi otetaan 27 päivää, aloituspiste on 8. helmikuuta 1832.)

Auringon pinnalla olevan yksityiskohdan heliografinen pituusaste vastaa kulmaetäisyyttä kohteesta keskimeridiaaniin eli linjaan Auringosta Maahan. Kappaleen Carrington-pituusaste on kulmaetäisyys Carringtonin määrittämästä kiinteästä pisteestä .

Richard Carrington määritti Auringon pyörimisnopeuden matalilla leveysasteilla olevien auringonpilkkutiedoista 1850-luvulla ja arvioi Auringon sidereaalisen ajanjakson olevan 25,38 päivää. Sivukiertoa mitataan suhteessa kaukaisiin tähtiin, mutta koska maa pyörii Auringon ympäri, maallisen tarkkailijan kannalta Auringon kiertoaika on 27,2753 päivää.

On mahdollista rakentaa kaavio, jossa auringonpilkkujen pituusaste on piirretty vaaka-akselille ja aika on piirretty pystyakselille. Pituusaste mitataan ajasta, joka kuluu keskimeridiaanin ylittämiseen, ja se perustuu Carringtonin kiertomalliin. Jos piirrämme auringonpilkkujen sijainnin tällaiseen kaavioon jokaisen kierroksen jälkeen, suurin osa uusista pisteistä on tiukasti alempana kuin aiempien kierrosten pisteet. Pitkällä aikaväleillä pienet siirtymät oikealle tai vasemmalle ovat mahdollisia.

Auringonpilkkujen käyttäminen pyörimisen mittaamiseen

Pyörimismallin vakiot määritettiin mittaamalla Auringon pinnan eri osien liikettä. Tunnetuimpia tällaisia ​​piirteitä ovat auringonpilkut. Vaikka täpliä on havaittu muinaisista ajoista lähtien, vasta teleskoopin keksimisen myötä kävi selväksi, että ne pyörivät Auringon mukana, joten Auringon kiertoaika voidaan määrittää. Englantilainen tutkimusmatkailija Thomas Harriot on luultavasti ensimmäinen, joka on havainnut auringonpilkkuja kaukoputken läpi, mistä on osoituksena 8. joulukuuta 1610 päivätyn muistikirjan luonnokset. Johann Fabriciuksen , joka tarkkaili täpliä systemaattisesti useiden kuukausien ajan, havaintojen tulokset julkaistiin kesäkuussa 1611 otsikolla "De Maculis in Sole Observatis, et Apparente earum cum Sole Conversione Narratio" ("Kuvaus auringosta havaittuista täplistä". ja niiden näennäinen pyöriminen yhdessä Auringon kanssa). Tätä työtä voidaan pitää ensimmäisenä havainnointitodisteena Auringon pyörimisestä. Christopher Scheiner ("Rosa Ursine sive solis", kirja 4, osa 2, 1630) oli ensimmäinen, joka mittasi Auringon pyörimisen päiväntasaajalla ja huomasi, että pyöriminen korkeilla leveysasteilla on hitaampaa kuin matalilla leveysasteilla, joten Scheiner voidaan harkita. Auringon havaitsijan differentiaalikierto.

Jokainen mittaus antaa hieman erilaisen tuloksen kuin edelliset, mikä johtaa standardivirheeseen (lisätty +/-:n jälkeen). S. John (1918) oli luultavasti ensimmäinen, joka keräsi julkaistuja arvioita Auringon pyörimisnopeudesta ja tuli siihen tulokseen, että tulosten eroa on vaikea selittää pelkästään havainnointivirheillä ja paikallisilla Auringon häiriöillä; on todennäköistä, että erot johtuvat pyörimisnopeuden vaihteluista. Hubrecht (1915) huomautti, että Auringon kaksi pallonpuoliskoa pyörivät hieman eri tavalla. Magnetografisten tietojen tutkimus antoi synodisen ajanjakson 26,24 päivää päiväntasaajalla ja lähes 38 päivää navoilla. [5]

Auringon sisäinen pyöriminen

Ennen helioseismologian aikakautta, Auringon värähtelyjen tutkimusta, Auringon sisäisestä pyörimisestä tiedettiin hyvin vähän. Oletettiin, että differentiaalinen pinnan pyörimisprofiili ulottuu Auringon sisäosaan. [6] Helioseismologian mukaan tiedetään, että Auringon pyöriminen ei seuraa tätä kaavaa. Saatiin pyörimisprofiili; pinnalla aurinko pyörii hitaammin navoilla ja nopeammin päiväntasaajalla. Tällainen pyörimismekanismi on olemassa myös konvektiivisella vyöhykkeellä. Takokliinisella alueella kiertotapa muuttuu äkillisesti jäykän kehon kiertoliikkeeksi säteilyn siirtoalueella . [7]

Vuonna 2021 japanilainen supertietokone Fugaku simuloi tarkasti lämpökonvektiota ja magneettikenttää Auringon sisätiloissa, mikä sen seurauksena toistaa sen differentiaalisen pyörimisen. Ennennäkemättömän korkean resoluution simulaatio on saavutettu. Simulaatio käytti 5,4 miljardia pistettä ja pystyi toistamaan Auringon differentiaalisen pyörimisen nopealla päiväntasaajalla ja hitailla navoilla. Aiempien laskelmien perusteella oletettiin, että magneettinen energia konvektiovyöhykkeellä on pienempi kuin turbulenttinen ja sillä on toissijainen rooli. Nyt näkymä Auringon sisältä on kuitenkin muuttunut - malli osoitti voimakkaita magneettikenttiä, joiden energia on yli kaksi kertaa turbulenssin energia. Lisäksi tutkijat ovat havainneet, että magneettikentällä on tärkeä rooli Auringon differentiaalisen pyörimisen luomisessa ja ylläpitämisessä. [8] [9] [10]

Muistiinpanot

  1. ↑ Zell, Holly Auringon kierto vaihtelee leveysasteittain . NASA (2. maaliskuuta 2015). Haettu 14. helmikuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 1. huhtikuuta 2019.
  2. ↑ Beck, J. Differentiaalisen rotaatiomittauksen vertailu  //  Solar Physics. - 2000. - Voi. 191 . - s. 47-70 . - doi : 10.1023/A:1005226402796 . — .
  3. ↑ Snodgrass, H.; Ulrich, R. Doppler-ominaisuuksien pyöriminen aurinkofotosfäärissä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1990. - Voi. 351 . - s. 309-316 . - doi : 10.1086/168467 . - .
  4. ↑ Bartels, J. (1934), Twenty-7 Day Recurrences in Terrestrial-Magnetic and Solar Activity, 1923-1933 , Terrestrial Magnetism and Atmospheric Electricity T. 39 (3): 201-202a , DOI 10.310920/TE010920 
  5. ↑ 5. Astronomy and Astrophysics, voi. 233, nro. 1, heinäkuuta 1990, s. 220-228. http://adsabs.harvard.edu/full/1990A%26A...233..220S Arkistoitu 12. huhtikuuta 2019 Wayback Machinessa
  6. ↑ Glatzmaier, G. A. Tähtien konvektiivisten dynamojen numeeriset simulaatiot III. Konvektiovyöhykkeen juurella  //  Auringon fysiikka : päiväkirja. - 1985. - Voi. 125 . - s. 1-12 . - doi : 10.1080/03091928508219267 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 26.1.2020.
  7. ↑ Christensen-Dalsgaard J.; Thompson, MJ Solar Tachocline: Havaintotulokset ja takokliiniin  liittyvät ongelmat . - Cambridge University Press , 2007. - P. 53-86.
  8. ↑ Auringon differentiaalisen pyörimisen salaisuus paljastuu - Avaruudessa . Haettu 24. helmikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 24. helmikuuta 2022.
  9. ↑ Japanilainen supertietokone ratkaisee auringon pyörimismysteerin - World Today News . Haettu 24. helmikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 24. helmikuuta 2022.
  10. ↑ Auringon differentiaalisen pyörimisen salaisuus paljastuu . Haettu 24. helmikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 24. helmikuuta 2022.

Kirjallisuus

Linkit

 Aurinko
Rakenne Valokuva Auringosta spektrin ultraviolettialueella, kuvattuna "väärillä väreillä". Sen on hankkinut Solar Dynamics Observatory.
Tunnelma
Laajennettu
rakenne
Aurinkoon liittyvät
ilmiöt
liittyvät aiheet
Spektriluokka : G2