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 un corte 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 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 corte 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 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 intensidad solar a gran escala y muestran actividad similar a la solar a pesar de la ausencia de tacoclinas. Esto sugiere que la zona convectiva por sí sola puede ser responsable del funcionamiento 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 .
