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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、ガス状の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では25.67日で、緯度が高くなるにつれて長くなり、緯度75度では33.40日になります。[ 1 ]この自転の差の原因は、太陽天文学における現在の研究分野です。[ 2 ]
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おり、その結果、地球上の観測者は9月に太陽の北極をより多く、3月に太陽の南極をより多く見ることになる。[ 2 ]太陽の自転軸の方向は、最初に黒点の固有運動から推測された。自転軸を定義するために使用された標準値は、 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た。彼は、太陽の赤道と黄道面との間の傾斜角が7.25度であり、太陽の赤道と黄道の交点と春分点との間の経度が1850年には73.67度であることを発見した。[ 3 ] : 244 [ 4 ] [ 5 ]
どこは、1日あたりの角速度（度）です。は太陽緯度、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、測定に使用される手法や研究対象期間によって異なります。[ 6 ]現在受け入れられている平均値のセット[ 7 ]は次のとおりです。
赤道上での太陽の自転周期は24.47日です。これは恒星自転周期と呼ばれ、地球から見た太陽の固定点が同じ見かけの位置に戻るまでの時間である会合周期26.24日と混同してはいけません（地球の公転は太陽の自転と同じ方向です）。会合周期が長いのは、太陽が恒星自転周期に加えて、地球の太陽周回軌道運動による余分な時間だけ自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がよく使用されます。これは、会合周期27.2753日、または恒星周期25.38日です。この選択された周期は、北緯または南緯26度の順行自転にほぼ対応しており、これは黒点の典型的な緯度とそれに伴う周期的な太陽活動と一致しています。太陽を「北」（地球の北極上空）から見ると、太陽の自転は反時計回り（東向き）になります。春分・秋分の日に地球の北極に立っている人から見ると、太陽黒点は太陽の表面を左から右へ移動しているように見えるでしょう。
ストーニーハーストの太陽座標では、太陽面の左側を東、右側を西と呼ぶ。そのため、太陽黒点は太陽面を東から西へと移動するとされる。
バーテルスの回転数は、地球から見た太陽の見かけの回転を番号付けしたシリアルカウントであり、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。この目的のために、各回転の長さは正確に27日であり、これはキャリントンの会合回転率に近いものです。ユリウス・バーテルスは、回転の1日目を1832年2月8日に任意に割り当てました。シリアル番号は、太陽および地球物理学的パラメータの周期をマークするためのカレンダーの役割を果たします。[ 8 ] [ 9 ]
キャリントン回転法は、一定期間にわたる太陽上の位置を比較するシステムであり、黒点群の追跡や、後日発生した噴火の再出現を可能にする。
太陽の自転周期は緯度、深度、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、比較が意味を持つのは中程度の期間に限られます。キャリントン回転の目的上、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、太陽の各自転に、1853年11月9日を起点とするキャリントン回転番号と呼ばれる固有の番号が割り当てられます。
太陽系の天体のヘリオグラフィック経度は、慣習的に太陽と地球を結ぶ放射状線が交差する中心子午線からの角度距離を指す。一方、同じ天体の「キャリントン経度」は、リチャード・クリストファー・キャリントンが最初に定義したように、仮想的な剛体回転における任意の固定基準点を指す。
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日と算出した。恒星自転は恒星を基準として測定されるが、地球が太陽の周りを公転しているため、我々から見るとこの周期は27.2753日となる。
太陽黒点の経度を水平軸、時間を垂直軸とした図を作成することが可能です。経度は中心子午線を通過する時刻に基づいて測定され、キャリントン回転法に基づいています。各回転において、前の回転の下にプロットされたほとんどの太陽黒点やその他の現象は、前の回転で同じ現象があった場所の真下に再び現れます。ただし、長期間にわたって左右にわずかにずれる場合もあります。
バーテルズの「音楽図」やコンデグラムの螺旋図は、太陽表面で発生する様々な現象のおおよそ27日周期性を表現するための別の手法である。
太陽の自転定数は、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求められてきた。最初に用いられ、最も広く使われているトレーサーは黒点である。黒点は古代から観測されてきたが、望遠鏡が実用化されて初めて、黒点が太陽と共に回転することが観測され、それによって太陽の自転周期を定義できるようになった。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スケッチからもわかるように、おそらく最初に望遠鏡で黒点を観測した人物でしょう。数ヶ月にわたって黒点を体系的に観測し、太陽円盤上での黒点の動きも記録したヨハネス・ファブリキウスは、1611年6月に『 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とともに見かけ上回転する黒点についての記述」）で最初の観測結果を発表しました。これは、太陽の自転に関する最初の観測証拠とみなすことができます。クリストフ・シャイナー（『Rosa Ursine sive solis』第4巻第2部、1630年）は、太陽の赤道回転速度を初めて測定し、高緯度では回転が遅いことに気づいたため、太陽の差動回転の発見者とみなすことができます。
各測定ではわずかに異なる結果が得られ、上記の標準偏差（+/− で表示）が得られます。セント・ジョン（1918）はおそらく最初に公表された太陽の自転速度をまとめ、異なる年に測定された系列の差は個人的な観測や太陽上の局所的な擾乱に起因するものではなく、おそら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、フーブレヒト（1915）は、太陽の2つの半球が異なる速度で自転していることを最初に発見しました。磁力計データの研究では、赤道で26.24日、極でほぼ38日という、他の研究と一致する会合周期が示されました。[ 10 ]
太陽内部の波動振動を研究する太陽地震学が登場するまで、太陽の内部回転についてはほとんど知られていませんでした。表面の差動プロファイルは、一定の角運動量を持つ回転する円筒として太陽内部にまで広がっていると考えられていました。[ 11 ]太陽地震学によって、これは当てはまらないことが現在ではわかっており、太陽の回転プロファイルが発見されています。表面では、太陽は極でゆっくりと回転し、赤道で速く回転します。このプロファイルは、太陽対流層を通って内部までほぼ放射状の線に沿って広がっています。タコクラインでは、回転は太陽放射層で固体回転に急激に変化します。[ 12 ]
