La tacoclina es la región de transición de estrellas de más de 0,3 masas solares , entre el interior radiativo y la zona convectiva exterior de rotación diferencial . Esto hace que la región tenga un cizallamiento muy grande ya que la velocidad de rotación cambia muy rápidamente. El exterior convectivo gira como un fluido normal con rotación diferencial con los polos girando lentamente y el ecuador girando rápidamente. El interior radiativo exhibe rotación de cuerpo sólido, posiblemente debido a un campo fósil.. La tasa de rotación a través del interior es aproximadamente igual a la tasa de rotación en latitudes medias, es decir, entre la tasa en los polos lentos y el ecuador rápido. Resultados recientes de heliosismología indican que la tacoclina se encuentra en un radio de como máximo 0,70 veces el radio solar (medido desde el núcleo, es decir, la superficie está a 1 radio solar), con un espesor de 0,04 veces el radio solar. Esto significaría que el área tiene un perfil de cizallamiento muy grande que es una de las formas en que se pueden formar campos magnéticos a gran escala.
Se cree que la geometría y el ancho de la tacoclina juegan un papel importante en los modelos de dínamos estelares al enrollar el campo poloidal más débil para crear un campo toroidal mucho más fuerte . Las observaciones de radio recientes de estrellas más frías y enanas marrones , que no tienen un núcleo radiativo y solo tienen una zona convectiva, demuestran que mantienen campos magnéticos de fuerza solar a gran escala y muestran una actividad similar a la del sol a pesar de la ausencia de tacoclinas. Esto sugiere que la zona convectiva por sí sola puede ser responsable de la función de la dinamo solar. [1]
El término tacoclina fue acuñado en un artículo de Edward Spiegel y Jean-Paul Zahn en 1992 [2] por analogía con la termoclina oceánica .
Referencias
- ↑ Route, Matthew (20 de octubre de 2016). "¿El descubrimiento de ciclos de actividad de tipo solar más allá del final de la secuencia principal?". Las cartas de la revista astrofísica . 830 (2): 27. arXiv : 1609.07761 . Código Bib : 2016ApJ ... 830L..27R . doi : 10.3847 / 2041-8205 / 830/2 / L27 . S2CID 119111063 .
- ^ Spiegel, E. ~ A. Y Zahn, J.-P., 1992, Astronomía y astrofísica, 265, 106 [1]
enlaces externos
- Sección 3.2 de Reseñas vivientes en física solar
Referencias adicionales
- Charbonneau, P., Christensen-Dalsgaard, J., Henning, R., Larsen, RM, Schou, J., Thompson, MJ, Tomczyk, S., 1999a, "Restricciones heliosísmicas sobre la estructura de la tacoclina solar", Astrophys . J. , 527, 445-460, [2] .
- Basu, S., Antia, HM, Narasimha, D., 1994, “Medición heliosísmica de la extensión del sobreimpulso por debajo de la zona de convección solar”, Mon. No. R. Astron. Soc. , 267, 209-224, [3]
- Hughes, DW, Rosner, R., Weiss, NO 2007 The Solar Tachocline, 382pp (Cambridge University Press).