太陽の回転
この疑似カラービデオの背景には太陽の自転が見られます。

太陽の自転とは、太陽が自身の軸を中心に回転することです。太陽は固体ではなく、気体プラズマで構成されており、緯度によって自転周期が異なります。太陽の自転周期は赤道上で25.67日ですが、緯度が高くなるにつれて長くなり、緯度75度では33.40日に達します。[ 1 ]この差動回転の起源は、太陽天文学における現在の研究対象となっています。[ 2 ]

回転軸

太陽の自転軸は、黄道面において地球の公転軸からわずかに傾いているため、地球上の観測者は、9月には太陽の北極がより多く見え、3月には太陽の南極がより多く見えることになります。[ 2 ]太陽の自転軸の方向は、太陽黒点の固有運動から初めて推測されました。自転軸を定義するために使用される標準値は、 1863年にリチャード・C・キャリントンによってこの方法で導き出されました。彼は、1850年において、太陽の赤道と黄道面の間の傾斜角は7.25度、太陽の赤道と黄道の交点と3月の春分点の間の経度は73.67度であることを発見しました。[ 3 ] : 244 [ 4 ] [ 5 ]

表面回転の方程式

緯度の関数としての太陽の自転周期。に従ってプロットされています。ω＝あ+B罪2⁡（φ）+C罪4⁡（φ）{\displaystyle \omega =A+B\,\sin ^{2}(\varphi )+C\,\sin ^{4}(\varphi )}

光球の差動回転速度は次の式で近似できます。

ω＝あ+B罪2⁡（φ）+C罪4⁡（φ）{\displaystyle \omega =A+B\,\sin ^{2}(\varphi )+C\,\sin ^{4}(\varphi )}

ここで、は1日あたりの角速度（度）、は太陽の緯度、Aは赤道における角速度、B、Cは緯度の増加に伴う速度の減少を制御する定数です。A、B、Cの値は、測定に用いられる手法や研究期間によって異なります。[ 6 ]現在認められている平均値[ 7 ]は次のとおりです。 ω{\displaystyle \omega }φ{\displaystyle \varphi }

あ＝14.713±0.0491 ∘/日{\displaystyle A=14.713\pm 0.0491\ ^{\circ }/{\text{日}}}
B＝−2.396±0.188 ∘/日{\displaystyle B=-2.396\pm 0.188\ ^{\circ }/{\text{日}}}
C＝−1.787±0.253 ∘/日{\displaystyle C=-1.787\pm 0.253\ ^{\circ }/{\text{日}}}

恒星回転

赤道上では、太陽の自転周期は 24.47 日です。これは恒星自転周期と呼ばれ、 26.24 日の朔望自転周期と混同しないようにしてください。朔望自転周期は、太陽上の固定された特徴が地球から見たのと同じ見かけの位置まで回転するのにかかる時間です(地球の公転方向は太陽の自転方向と同じです)。朔望周期の方が長いのは、太陽は恒星周期に加えて、地球が太陽の周りを公転するため余分な時間回転する必要があるためです。天体物理学の文献では、通常、赤道自転周期は使用されず、代わりにキャリントン回転の定義、つまり 27.2753 日の朔望自転周期または 25.38 日の恒星周期が使用されることに注意してください。この選択された周期は、北緯または南緯 26 度の順行自転におおよそ相当し、これは太陽黒点の典型的な緯度および対応する太陽活動の周期と一致しています。太陽を「北」（地球の北極の上）から見ると、太陽の自転は反時計回り（東向き）です。春分・秋分に地球の北極に立っている人にとっては、太陽黒点は太陽面を左から右へ移動しているように見えます。

ストーニーハースト太陽座標では、太陽の左側を東、右側を西と呼びます。そのため、太陽黒点は太陽面を東から西へ移動すると言われています。

バーテルズの回転数

バーテルス自転数は、地球から見た太陽の見かけの自転周期を数えた通し番号であり、太陽活動の特定の周期的または変動的なパターンを追跡するために使用されます。この目的のため、各自転周期はちょうど27日とされており、これはカリントン朔望自転周期に近い値です。ジュリアス・バーテルスは、自転周期の1日目を1832年2月8日と恣意的に割り当てました。この通し番号は、太陽および地球物理学的パラメータの周期を示す一種のカレンダーとして機能します。[ 8 ] [ 9 ]

キャリントンローテーション

太陽の 5 年間のビデオ、カリントン期間ごとに 1 フレーム。

キャリントン回転は、一定期間にわたる太陽の位置を比較するシステムであり、太陽黒点群の追跡や、後の時期における黒点噴出の再発の追跡を可能にします。

太陽の自転は緯度、深度、そして時間によって変化するため、このようなシステムは必然的に恣意的であり、比較的長い期間の比較においてのみ意味を持ちます。カリントン自転の目的上、太陽の自転周期は27.2753日とされています（下記参照）。この方式では、1853年11月9日から始まるカリントン自転番号と呼ばれる固有の番号が太陽の各自転に付与されます。

太陽の特徴における太陽経度は、通常、太陽-地球放射線が交差する中心子午線に対する角度距離を指します。同じ特徴における「キャリントン経度」は、リチャード・クリストファー・キャリントンによって最初に定義された、仮想的な剛体回転における任意の固定基準点を指します。

キャリントンは1850年代に低緯度の太陽黒点から太陽の自転速度を測定し、恒星自転周期を25.38日と算出しました。恒星自転は恒星を基準として測定されますが、地球が太陽の周りを回っているため、この周期は27.2753日となります。

太陽黒点の経度を水平に、時間を垂直に取った図を作成できます。経度は中央子午線を横切る時刻で測定され、キャリントン回転に基づいています。各回転において、前の回転の下にプロットすると、ほとんどの黒点やその他の現象は、前の回転で発生した同じ現象の真下に再び現れます。長期間にわたって、わずかに左右にずれることがあります。

バーテルスの「ミュージカル ダイアグラム」やコンデグラム スパイラル プロットは、太陽表面で発生するさまざまな現象のおよそ 27 日周期を表現する別の手法です。

太陽黒点を使って自転を測定する

自転定数は、太陽表面上の様々な特徴（「トレーサー」）の動きを測定することによって測定されてきました。最初の、そして最も広く用いられたトレーサーは太陽黒点です。太陽黒点は古代から観測されていましたが、望遠鏡が使用されるようになって初めて、太陽と共に回転することが観測され、太陽の自転周期が定義できるようになりました。イギリスの学者トーマス・ハリオットは、1610年12月8日付のノートに描かれた図から、おそらく望遠鏡で太陽黒点を観測した最初の人物です。また、ヨハネス・ファブリチウスによる最初の観測記録（1611年6月）「De Maculis in Sole Observatis, et Apparente earum cum Sole Conversione Narratio」（太陽上で観測された黒点と太陽による見かけの回転に関する記述）は、数ヶ月間黒点を体系的に観測し、太陽面を横切る黒点の動きも記録していました。これは、太陽の自転に関する最初の観測的証拠と言えるでしょう。クリストフ・シャイナー（「ローザ・ウルシネ・シヴ・ソリス」第 4 巻第 2 部、1630 年）は、太陽の赤道面における自転速度を初めて測定し、高緯度で自転が遅くなることに気づいたため、太陽差動自転の発見者とみなすことができます。

各測定はわずかに異なる答えを示し、上記の標準偏差（+/-で表示）を生み出します。セント・ジョン（1918）は、おそらく公表されている太陽の自転速度をまとめた最初の人物であり、異なる年に測定された一連のデータの違いは、個人的な観察や太陽の局所的な擾乱に起因することはほとんどなく、自転速度の時間的変動によるものであると結論付けました。また、フブレヒト（1915）は、太陽の両半球の自転速度が異なることを初めて発見しました。磁力計データの研究は、他の研究と一致して、赤道で26.24日、極でほぼ38日という朔望周期を示しました。[ 10 ]

太陽の内部回転。外縁対流領域では差動回転を示し、中心放射領域ではほぼ均一な回転を示す。これらの領域間の遷移はタコクラインと呼ばれる。

太陽の内部回転

太陽の波動振動を研究する太陽震度学が登場するまで、太陽の内部自転についてはほとんど知られていなかった。表面の微分プロファイルは、一定の角運動量を持つ回転する円筒として太陽内部まで伸びていると考えられていた。 [ 11 ]太陽震度学によって、これは事実ではないことがわかり、太陽の自転プロファイルが発見された。表面では、太陽は極ではゆっくりと、赤道では速く自転している。このプロファイルは、太陽対流層を通って内部まで、おおよそ放射状に伸びている。タコクラインでは、自転は突然、太陽放射層内の固体自転に変わる。[ 12 ]

参照

参考文献

  1. ^ラング、ケネス・R. (2013).エッセンシャル・アストロフィジックス. シュプリンガー・サイエンス＆ビジネス・メディア. p. 121. ISBN 9783642359637. 2024年5月21日閲覧。
  2. ^ a b「太陽の回転は緯度によって変化する」 NASA 2013年1月23日2025年12月2日閲覧。
  3. ^ Carrington, RC (1863). 「1853年11月9日から1861年3月24日までの太陽黒点観測、ロンドン・レッドヒルにて」ロンドン：ウィリアムズ・アンド・ノーゲート. 2025年12月2日閲覧。
  4. ^ Giles, PM (1999年12月).太陽対流層における大規模流れの時間距離測定（博士論文）. スタンフォード大学.
  5. ^ Beck, JG; Giles, P. (2005年3月10日). 「太陽自転軸の太陽震動による決定」.アストロフィジカル・ジャーナル. 621 (2): L153– L156. Bibcode : 2005ApJ...621L.153B . doi : 10.1086/429224 .
  6. ^ Beck, J. (2000). 「差動回転測定の比較」.太陽物理学. 191 (1): 47– 70. Bibcode : 2000SoPh..191...47B . doi : 10.1023/A:1005226402796 .
  7. ^ Snodgrass, H.; Ulrich, R. (1990). 「太陽光球におけるドップラー回転特性」 . Astrophysical Journal . 351 : 309–316 . Bibcode : 1990ApJ...351..309S . doi : 10.1086/168467 .
  8. ^ Bartels, J. (1934)、「地球の磁気と太陽活動における27日間の回帰、1923–1933」、地球の磁気と大気の電気、39 (3): 201–202a、Bibcode : 1934TeMAE..39..201B、doi : 10.1029/TE039i003p00201
  9. ^ 「キャリントンとバーテルズのカレンダー」ウィルコックス太陽観測所スタンフォード大学。 2025年12月2日閲覧。
  10. ^ Stenflo, JO (1990年7月). 「太陽の自転速度の時間不変性」 .天文学と天体物理学. 233 (1): 220– 228.書誌コード: 1990A&A...233..220S .
  11. ^ Glatzmaier, GA (1985). 「恒星対流ダイナモの数値シミュレーションIII. 対流域底部」 . Solar Physics . 125 ( 1–2 ): 137– 150. Bibcode : 1985GApFD..31..137G . doi : 10.1080/03091928508219267 .
  12. ^ Christensen-Dalsgaard J. & Thompson, MJ (2007).太陽タコクライン：タコクラインに関する観測結果と問題点. Cambridge University Press . pp.  53– 86.
  • Cox, Arthur N.（編）、Allen's Astrophysical Quantities、第4版、Springer、1999年。
  • Javaraiah, J., 2003.「太陽差動回転の長期変動」、太陽物理学、212(1):23–49。
  • セントジョン、C.、1918年、「太陽の自転問題の現状」、太平洋天文学会出版物、30、319-325。
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