Tacoclina: diferència entre les revisions

Contingut suprimit Contingut afegit

En línia

Revisió del 08:24, 11 juny 2016

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 poloïdal 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: @@
-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 rota lentament i l'equador rota 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 a 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 a 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 '''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 poloïdal]] més feble per a crear un camp [[toroidal i poloidal|toroïdal]] molt més fort.
@@ Línia 7: / Línia 7: @@
 == Referències ==
 {{Referències}}
-* {{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}}
+* {{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}}
-* {{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}}
+* {{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}}