Región del Sol entre el interior radiativo y la zona convectiva
Rotación interna del Sol, que muestra una rotación diferencial en la región convectiva exterior (en función de la latitud) y una rotación casi uniforme en la región radiativa central. La transición entre estas regiones se denomina tacoclina. Para convertir el eje y en período, utilice 500 nanoHz = 23,15 días.
La tacoclina es la región de transición de las 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 una cizalladura 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 velocidad de rotación a través del interior es aproximadamente igual a la velocidad de rotación en latitudes medias, es decir, entre la velocidad en los polos lentos y el ecuador rápido. Resultados recientes de la 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 cizalladura muy grande que es una forma en que se pueden formar campos magnéticos a gran escala.
Se cree que la geometría y el ancho de la tacoclina desempeñan un papel importante en los modelos de las dinamos estelares , al enrollar el campo poloidal más débil para crear un campo toroidal mucho más fuerte . Recientes observaciones de radio 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 gran escala de intensidad solar y muestran una actividad similar a la solar 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 .
^ Route, Matthew (20 de octubre de 2016). "¿El descubrimiento de ciclos de actividad similares a los del Sol más allá del final de la secuencia principal?". The Astrophysical Journal Letters . 830 (2): 27. arXiv : 1609.07761 . Bibcode :2016ApJ...830L..27R. doi : 10.3847/2041-8205/830/2/L27 . S2CID 119111063.
^ Spiegel, EA; Zahn, J. -P. (noviembre de 1992). "La tacoclina solar". Astronomía y Astrofísica . 265 : 106–114. Código Bibliográfico :1992A&A...265..106S.
Referencias adicionales
Miesch, Mark S. (2005). "Dinámica a gran escala de la zona de convección y la tacoclina". Living Reviews in Solar Physics . 2 (1): 1. Bibcode :2005LRSP....2....1M. doi : 10.12942/lrsp-2005-1 . ISSN 1614-4961.
Charbonneau, P.; Christensen-Dalsgaard, J.; Henning, R.; Larsen, RM; Schou, J.; Thompson, MJ; Tomczyk, S. (diciembre de 1999). "Restricciones heliosísmicas en la estructura de la tacoclina solar". The Astrophysical Journal . 527 (1): 445–460. Bibcode :1999ApJ...527..445C. doi :10.1086/308050. ISSN 0004-637X.
Basu, Sarbani; Antia, HM; Narasimha, D. (marzo de 1994). "Medición heliosísmica de la extensión del rebasamiento por debajo de la zona de convección solar". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 267 (1): 209–224. Código bibliográfico : 1994MNRAS.267..209B. doi : 10.1093/mnras/267.1.209 . ISSN 0035-8711.
Hughes, DW; Rosner, R.; Weiss, NO (31 de mayo de 2007). La tacoclina solar. Cambridge University Press. pág. 382. ISBN 978-1-139-46258-7.
