Rotasi Matahari adalah rotasi Matahari terhadap sumbunya sendiri. Matahari bukanlah benda padat, melainkan tersusun atas plasma bergas, dan lintang yang berbeda berotasi dengan periode yang berbeda pula. Periode rotasi Matahari adalah 25,67 hari di ekuator dan meningkat seiring bertambahnya lintang, mencapai 33,40 hari pada lintang 75 derajat.[1] Sumber dari rotasi diferensial ini merupakan salah satu bidang penelitian aktif dalam astronomi surya.[2]
Sumbu rotasi
Sumbu rotasi Matahari sedikit miring terhadap sumbu orbit Bumi pada bidang ekliptika, sehingga pengamat di Bumi melihat lebih banyak wilayah kutub utara Matahari pada bulan September dan lebih banyak wilayah kutub selatan Matahari pada bulan Maret.[2] Arah sumbu rotasi Matahari pertama kali disimpulkan dari gerak diri bintik Matahari. Nilai baku yang digunakan untuk menentukan sumbu rotasi diperoleh dengan cara ini oleh Richard C. Carrington pada tahun 1863. Ia menemukan bahwa sudut kemiringan antara ekuator Matahari dan bidang ekliptika adalah 7,25 derajat, dan bujur antara titik perpotongan ekuator Matahari dengan ekliptika dan ekuinoks Maret adalah 73,67 derajat untuk tahun 1850.[3]: 244 [4][5]
Pergerakan bintik Matahari juga digunakan untuk mengamati rotasi Matahari. Sejak abad ke-17, astronom telah melacak pergerakan bintik Matahari pada permukaan tampak Matahari untuk mengukur kecepatan rotasinya pada berbagai lintang. Pengamatan tersebut menunjukkan adanya perbedaan kecepatan rotasi antara daerah ekuator dan kutub.[6]
Referensi
- ↑ Lang, Kenneth R. (2013). Essential Astrophysics. Springer Science & Business Media. hlm. 121. ISBN 9783642359637. Diakses tanggal 21 Mei 2024.
{{cite book}}: Pemeliharaan CS1: Tanggal diterjemahkan otomatis (link) - 1 2 "Solar Rotation Varies by Latitude". NASA. 23 Januari 2013. Diakses tanggal 2 Desember 2025.
{{cite web}}: Pemeliharaan CS1: Tanggal diterjemahkan otomatis (link) - ↑ Carrington, R. C. (1863). Observations of the Spots on the Sun From November 9, 1853 to March 24, 1861, Made at Redhill, London. London: Williams and Norgate. Diakses tanggal 2 Desember 2025.
{{cite book}}: Pemeliharaan CS1: Tanggal diterjemahkan otomatis (link) - ↑ Giles, P. M. (Desember 1999). Time-Distance Measurements of Large-Scale Flows in the Solar Convection Zone (PhD tesis). Stanford University.
{{cite thesis}}: Pemeliharaan CS1: Tanggal diterjemahkan otomatis (link) - ↑ Beck, J. G.; Giles, P. (10 Maret 2005). "Helioseismic Determination of the Solar Rotation Axis". The Astrophysical Journal. 621 (2): L153–L156. Bibcode:2005ApJ...621L.153B. doi:10.1086/429224.
{{cite journal}}: Pemeliharaan CS1: Tanggal diterjemahkan otomatis (link) - ↑ "The Sun's Rotation Period". cesar.esa.int (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2026-09-19.
- Cox, Arthur N. (ed.), Allen's Astrophysical Quantities, 4th Ed, Springer, 1999.
- Javaraiah, J., 2003. "Long-Term Variations in the Solar Differential Rotation", Solar Physics, 212 (1): 23–49.
- St. John, C., 1918. "The Present Condition of the Problem of Solar Rotation", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 30, 319–325.
