Sonnerotatioun

Ënner Sonnerotatioun versteet een den Tour den d'Sonn ëm hir eegen Achs mécht.

Grondlagen

D'Sonn rotéiert a ronn 25,4 Deeg eemol ëm hir eegen Achs, an zwar an der selwechter Richtung, an där si och vun de Planéiten ëmlaf gëtt, vun Osten no Westen, also rechtleefeg. Vun der Äerd aus gesinn dauert d'Rotatioun ongeféier 27,3 Deeg. Déi "synodesch" (visuell) Period ass méi laang, well d'Äerd an der Zäit vun engem Joer, wat 14 Sonnerotatiounen entsprécht, selwer eemol d'Sonn ëmkreest.

De Grond, firwat d'Sonn a bal all Objeten am Universum rotéieren, läit meeschtens an hirer Kompaktioun (Verdichtung) wärend hirer Genesis: Am Allgemenge beweege sech d'Bestanddeeler vun der kontrahéierender Stëbs- a Gaswollek net genee op de Schwéierpunkt zou, mä hunn deem géintiwwer en Dréiimpuls. Bei der Kompaktioun verklengert sech den Ofstand zum Schwéierpunkt, soudatt wéinst dem Erhale vum Dréiimpuls d'Rotatiounsvitesse zouhëlt (kuckt Pirouetteneffet).

Eis Sonn huet allerdéngs eng wiesentlech méi lues Rotatioun wéi déi meescht aner Sonnen, wat mat der besonnescher Ausprägung vun eisem Sonnesystem zesummenhänke kann. Wéi jiddwer Gasball dee rotéiert, rotéiert si awer net wéi e Festkierper mat starrer Rotatioun, mä huet eng differentiell Rotatioun – wéi ëm 1800 unhand vun de Sonneflecke festgestallt gouf – a rotéiert an der Géigend vun hire Pole méi lues wéi um Equator. D'Rotatiounsvitesse hänkt iwwer enger zanter ronn 150 Joer bekannter Formel no, vun der heliographescher Breet of, déi analog zu der geographescher op der Äerd definéiert ass: De Sonnenequator huet eng Breet vun 0°, de Nord- resp. Südpol eng vu +90° resp. -90°.

Zousätzlech zu de breetofhängegen Effekte vun der Rotatioun (tëscht 25,38 an iwwer 30 Deeg) gëtt et gewalteg Massenëmlagerungen am Sonnekär, déi deelweis laangfristeg 11-, 22- an ongeféier 80-järeg oflafen (kuckt Sonneflecken), awer och onreegelméisseg Undeeler hunn. Déi lescht si bestänneg Gasstréimungen an de Konvektiounszonen, duerch déi déi am Sonnenzentrum fräigesaten Energie (Temperatur zirka 20 Mill. K) un d'Sonnenuewerfläch (Temperatur ~6000 K) kënnt. D'Opsteigen an d'Ofsenke vum Sonneplasma bewierkt och staark Magnéitfelder, deenen hir Feldlinne sech duerch d'Sonnerotatioun "opwéckele" kënnen – z. B. an der bannenzeger Sonnekorona. Staark iwwerschéissend Matière"sprëtzer" forme Protuberanzen oder Filamenter, an deenen d'Sonnerotatioun och festzestellen ass.

Jiddwer Masseverrécklung déi vun der Rotatioun ofwäicht, bréngt netlinear, Effeten op den Dréiimpuls mat sech, déi schwiereg ze modelléiere sinn. Déi turbulent Beweegungsundeeler vun der Sonnematière beaflossen hir Rotatioun theoreetesch, awer nach kaum moossbar. Am Duerchschnëtt iwwer de ganze Gasball ass dat am follgende beschriwwent Rotatiounsgesetz dofir praktesch stabil.

Nummeréierung vun de Sonnerotatiounen

Vum R. C. Carrington gouf op Basis vun der Sonnefleckenobservatioun eng Rotatiounszielung agefouert, déi eng mëttel synodesch Period vun ongeféier 27,2753 Deeg zu Grond leet an den 9. November 1853 um 21:38 UTC mat der Sonnerotatioun Nr. 1 ugefaangen huet. Op Basis vum Julius Bartels sengen Ënnersich zu der geomagnéitescher Aktivitéit gouf eng weider Rotatiounszielung mat exakt 27 Deeg Periodendauer agefouert, déi vum 8. Februar 1832 zielt^[1]^,^[2]^,^[3].

Differentiell Rotatioun

D'Ofhängegkeet vun der Rotatiounsvitesse vun der heliographescher Breet gëtt differentiell Rotatioun genannt. Si gouf am Joer 1863 vum R. C. Carrington entdeckt. D'Ëmlafperiod vun de Sonneflecken an der Equatorregioun war ongeféier 24 Deeg, an de Polregioune ronn 31 Deeg. Déi genee Ofhängegkeet vun der Rotatiounsvitesse $\Omega$ vun der Breet $\phi$ kann duerch en empirescht Gesetz mat de Konstanten a, b an c beschriwwe ginn:

$\Omega =a-b\,\sin ^{2}\phi -c\,\sin ^{4}\phi$

Aus der Observatioun vun der Doppler-Verrécklung vun de Spektrallinnen ergëtt sech als Zesummenhank:

$\Omega _{D}=13,9/\mathrm {a} -1,76/\mathrm {a} \,\,\sin ^{2}\phi -2,21/\mathrm {a} \,\,\sin ^{4}\phi$

Aus der Observatioun vun de Sonneflecke kritt een:

\Omega _{F}=14,4/\mathrm {a} -2,8/\mathrm {a} \,\,\sin ^{2}\phi

Den Ënnerscheed an de Konstante weist dorophin, datt d'Sonn am Kär méi séier rotéiert wéi baussen an der Photosphär an dofir och d'Sonneflecken (déi un d'Magnéitfelder, déi am Kär entstinn, gebonne sinn) méi séier rotéiere wéi de Photosphärgas, deen net magnéitesch ass. Gëtt ee bestëmmte Punkt op der Sonnenuewerfläch observéiert, sou ass déi Rotatiounsvitesse och net konstant, mä variéiert mat enger Period vun 11 Joer („Torsiounsschwéngung“). Dat ass warscheinlech eng Auswierkung vun de Sonnemagnéitfelder (och mat enger Period vun 11 Joer) déi méi staark oder awer méi schwaach ginn.

Eng vollstänneg Theorie vun der Sonnerotatioun existéiert bis elo nach net.

Kuckt och

Portal Astronomie

Referenzen

↑ WSO: Carrington and Bartels Calendars
↑ Carringtonsche Sonnenrotation Archivéiert de(n) 04.07.2008. Gekuckt de(n) 21.11.2011.
↑ Bartels, J. (1934), "Twenty-Seven Day Recurrences in Terrestrial-Magnetic and Solar Activity, 1923-1933", Terrestrial Magnetism and Atmospheric Electricity 39: 201-202a

Literatur

Joachim Gürtler und Johannes Dorschner: Das Sonnensystem. Barth, Leipzig - Berlin - Heidelberg 1993. ISBN 3-335-00281-4

[1] WSO: Carrington and Bartels Calendars

[2] Carringtonsche Sonnenrotation Archivéiert de(n) 04.07.2008. Gekuckt de(n) 21.11.2011.

[3] Bartels, J. (1934), "Twenty-Seven Day Recurrences in Terrestrial-Magnetic and Solar Activity, 1923-1933", Terrestrial Magnetism and Atmospheric Electricity 39: 201-202a

[1]

[2]

[3]