Tacoclina: diferència entre les revisions

Contingut suprimit Contingut afegit

En línia

Revisió de 20:39, 17 jul 2024

Rotació interna del sol (velocitats angulars en abscisses) a diferents profunditats (ordenades). La ramificació de la funció segons la latitud respecte l'equador marca la profunditat de la tacoclina. Font: NSO NISP.

La tacoclina és la zona de transició del Sol entre l'interior radioactiu i la zona convectiva exterior amb rotació diferencial. Es troba en el terç exterior del Sol, la qual cosa provoca que la regió presenti una gran tensió tallant, ja que la raó de rotació canvia ràpidament. L'exterior convectiu gira lentament i l'equador giravolta ràpidament. L'interior radiant exhibeix una rotació cos-sòlid, possiblement deguda al camp fòssil. La raó de rotació a l'interior és aproximadament igual a la raó en altituds mitjanes, és a dir, es troba entre la raó lenta dels pols i la ràpida de l'equador. Estudis recents d'heliosismologia indiquen que la tacoclina es localitza en un radi almenys 0,70 vegades el radi solar (mesurat des del nucli, la superfície solar és d'un radi solar), amb un gruix de 0,04 vegades el radi solar. Això significaria que l'àrea tindria una tensió tallant molt gran, que seria una manera de formar un camp magnètic a gran escala.

La geometria i l'amplada de la tacoclina juga un rol important en els models de dinamo solar per eliminació d'un camp poloidal més feble per a crear un camp toroïdal molt més fort.

El terme tacoclina fou proposat per Edward Spiegel i Jean-Paul Zahn el 1992^[1] per analogia amb la termoclina oceànica.

Referències

↑ Spiegel, E.~A., & Zahn, J.-P., 1992, Astronomy and Astrophysics, 265, 106 [1]

P. Charbonneau; J. Christensen-Dalsgaard, R. Henning, R. M. Larsen, J. Schou, M. J. Thompson, S. Tomczyk «Helioseismic Constraints on the Structure of the Solar Tachocline». Astrophysical Journal, 527, pàg. 445-460. (anglès)
«Helioseismic Measurement of the Extent of Overshoot Below the Solar Convection Zone». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society] volum=267, 1994, pàg. 209-224. (anglès)

[1] Spiegel, E.~A., & Zahn, J.-P., 1992, Astronomy and Astrophysics, 265, 106 [1]

[1]

@@ Línia 1: / Línia 1: @@
+[[Fitxer:Tachocline.svg|miniatura|Rotació interna del sol (velocitats angulars en abscisses) a diferents profunditats (ordenades). La ramificació de la funció segons la latitud respecte l'equador marca la profunditat de la tacoclina. Font: <small>NSO NISP.</small>]]
-La '''tacoclina''' és la zona de transició del [[Sol]] entre l'interior radiactiu i la zona convectiva exterior amb [[rotació diferencial]]. Es troba en el terç exterior del Sol, la qual cosa provoca que la regió presenti una gran [[tensió tallant]] ja que la raó de rotació canvia ràpidament. L'exterior convectiu rota a lentament i l'equador rota ràpidament. L'interior radiant exhibeix una rotació cos-sòlid, possiblement deguda a [[camp magnètic estel·lar fòssil|camp fòssil]]. La raó de rotació a l'interior és aproximadament igual a la raó a altituds mitjanes, és a dir, es troba entre la raó lenta dels pols i la ràpida de l'equador. Estudis recents de [[heliosismologia]] indiquen que la tacoclina es localitza a un radi d'al menys 0,70 vegades el radi solar (mesurat des del nucli, la superfície solar és d'un radi solar), amb un gruix de 0,04 vegades el radi solar. Això significaria que l'àrea tindria una tensió tallant molt gran que seria una manera de forma un camp magnètic a gran escala.
+La '''tacoclina''' és la zona de transició del [[Sol]] entre l'interior radioactiu i la zona convectiva exterior amb [[rotació diferencial]]. Es troba en el terç exterior del Sol, la qual cosa provoca que la regió presenti una gran [[tensió tallant]], ja que la raó de rotació canvia ràpidament. L'exterior convectiu gira lentament i l'equador giravolta ràpidament. L'interior radiant exhibeix una rotació cos-sòlid, possiblement deguda al [[camp magnètic estel·lar fòssil|camp fòssil]]. La raó de rotació a l'interior és aproximadament igual a la raó en altituds mitjanes, és a dir, es troba entre la raó lenta dels pols i la ràpida de l'equador. Estudis recents d'[[heliosismologia]] indiquen que la tacoclina es localitza en un radi almenys 0,70 vegades el radi solar (mesurat des del nucli, la superfície solar és d'un radi solar), amb un gruix de 0,04 vegades el radi solar. Això significaria que l'àrea tindria una tensió tallant molt gran, que seria una manera de formar un camp magnètic a gran escala.
-La geometria i l'amplada de la tacoclina juga un rol important en els models de [[dinamo solar]] per eliminació d'un [[toroidal i poloidal|camp poloidal]] més feble per crar un camp [[toroidal i poloidal|toroidal]] molt més fort.
+La geometria i l'amplada de la tacoclina juga un rol important en els models de [[dinamo solar]] per eliminació d'un [[toroidal i poloidal|camp poloidal]] més feble per a crear un camp [[toroidal i poloidal|toroïdal]] molt més fort.
-El terme ''tacoclina'' fou proposat per [[Edward Spiegel]] i [[Jean-Paul Zahn]] al 1992<ref>Spiegel, E.~A., & Zahn, J.-P., 1992, Astronomy and Astrophysics, 265, 106 [http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A%26A...265..106S]</ref> per analogia amb la [[termoclina]] oceànica.
+El terme ''tacoclina'' fou proposat per [[Edward Spiegel]] i [[Jean-Paul Zahn]] el 1992<ref>Spiegel, E.~A., & Zahn, J.-P., 1992, Astronomy and Astrophysics, 265, 106 [http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A%26A...265..106S]</ref> per analogia amb la [[termoclina]] oceànica.
 == Referències ==
 {{Referències}}
-* {{citar publicació|autor= P. Charbonneau|coautors= J. Christensen-Dalsgaard, R. Henning, R. M. Larsen, J. Schou, M. J. Thompson, S. Tomczyk|anno=1999a|títol=Helioseismic Constraints on the Structure of the Solar Tachocline|publicació = [[Astrophysical Journal]]|volum= 527|pàgines=445-460|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1999ApJ...527..445C}}{{en}}
+* {{ref-publicació|autor= P. Charbonneau|coautors= J. Christensen-Dalsgaard, R. Henning, R. M. Larsen, J. Schou, M. J. Thompson, S. Tomczyk|anno=1999a|títol=Helioseismic Constraints on the Structure of the Solar Tachocline|publicació = [[Astrophysical Journal]]|volum= 527|pàgines=445-460|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1999ApJ...527..445C}} {{en}}
-* {{citar publicació|autore= S. Basu|coautors= H. M. Antia, D. Narasimha|any=1994|títol=Helioseismic Measurement of the Extent of Overshoot Below the Solar Convection Zone|publicació= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society] volum=267| pàgines=209-224|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1994MNRAS.267..209B}}{{en}}
+* {{ref-publicació|autore= S. Basu|coautors= H. M. Antia, D. Narasimha|any=1994|títol=Helioseismic Measurement of the Extent of Overshoot Below the Solar Convection Zone|publicació= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society] volum=267| pàgines=209-224|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1994MNRAS.267..209B}} {{en}}
 {{Sol}}
@@ Línia 14: / Línia 15: @@
 [[Categoria:Sol]]
-[[ar:خط السرعة]]
-[[de:Tachocline-Region]]
-[[en:Tachocline]]
-[[es:Tacoclina]]
-[[fr:Tachocline]]
-[[it:Tachocline]]
-[[no:Tachocline]]
-[[pt:Tacoclina]]
-[[zh:差旋層]]