Rotação diferencial

Para manchas solares observadas, a rotação diferencial pode ser calculada como:

${\displaystyle \Omega =\Omega _{0}-\Delta \Omega \sin ^{2}\Psi }$ 

onde ${\displaystyle \Omega _{0}}$  é a taxa de rotação no equador, e ${\displaystyle \Delta \Omega =(\Omega _{0}-\Omega _{\mathrm {pole} })}$  é a diferença na velocidade angular entre o pólo e equador, chamada a força de corte da rotação. ${\displaystyle \Psi }$  é a latitude heliográfica, medida a partir da linha do equador.

• O recíproco do corte de rotação ${\displaystyle {\frac {2\pi }{\Delta \Omega }}}$  é o tempo da volta, ou seja, o tempo que leva para o equador de fazer uma volta completa mais do que os pólos.
• A velocidade de rotação diferencial relativa é a razão de o corte à velocidade de rotação equatorial:

${\displaystyle \alpha ={\frac {\Delta \Omega }{\Omega _{0}}}}$ 

• A taxa de rotação Doppler no Sol (medido a partir de linhas de absorção de deslocamento Doppler), pode ser aproximado como:

${\displaystyle {\frac {\Omega }{2\pi }}(451.5-65.3\cos ^{2}\theta -66.7\cos ^{4}\theta )}$ 

onde ${\displaystyle {\theta }}$  é a co-latitude (medida a partir dos pólos)^{[2][3][necessário esclarecer]}