Тахоклин является переход области звезд более 0,3 масс Солнца , между излучательным внутренним и дифференциально вращающейся внешней конвективной зоной . Это вызывает очень большой сдвиг в этой области, поскольку скорость вращения изменяется очень быстро. Конвективная внешняя часть вращается как обычная жидкость с дифференциальным вращением, при этом полюса вращаются медленно, а экватор - быстро. Радиационная внутренняя часть демонстрирует вращение твердого тела, возможно, из-за ископаемого поля.. Скорость вращения внутри тела примерно равна скорости вращения на средних широтах, то есть между скоростью на медленных полюсах и быстром экваторе. Недавние результаты гелиосейсмологии показывают, что тахоклин расположен в радиусе не более 0,70 солнечного радиуса (измеренного от ядра, т.е. поверхность находится на расстоянии 1 солнечного радиуса), а его толщина составляет 0,04 солнечного радиуса. Это означало бы, что область имеет очень большой профиль сдвига, который является одним из способов формирования крупномасштабных магнитных полей.
Считается, что геометрия и ширина тахоклина играют важную роль в моделях звездных динамо , создавая более слабое полоидальное поле для создания гораздо более сильного тороидального поля. Недавние радионаблюдения за более холодными звездами и коричневыми карликами , которые не имеют радиационного ядра и имеют только конвективную зону, демонстрируют, что они поддерживают крупномасштабные магнитные поля солнечной силы и проявляют солнечную активность, несмотря на отсутствие тахоклинов. Это говорит о том, что только конвективная зона может отвечать за функцию солнечного динамо. [1]
Термин тахоклин был введен в обращение Эдвардом Шпигелем и Жан-Полем Заном в 1992 году [2] по аналогии с океаническим термоклином .
Ссылки [ править ]
- ↑ Маршрут, Мэтью (20 октября 2016 г.). «Открытие циклов солнечной активности после окончания основной последовательности?». Письма в астрофизический журнал . 830 (2): 27. arXiv : 1609.07761 . Bibcode : 2016ApJ ... 830L..27R . DOI : 10.3847 / 2041-8205 / 830/2 / L27 . S2CID 119111063 .
- ↑ Spiegel, E. ~ A., & Zahn, J.-P., 1992, Astronomy and Astrophysics, 265, 106 [1]
Внешние ссылки [ править ]
- Раздел 3.2 из Living Reviews in Solar Physics
Дополнительные ссылки [ править ]
- Шарбонно, П., Кристенсен-Дальсгаард, Дж., Хеннинг, Р., Ларсен, Р. М., Скоу, Дж., Томпсон, М. Дж., Томчик, С., 1999a, «Гелиосейсмические ограничения на структуру солнечного тахоклина», Astrophys . J. , 527, 445-460, [2] .
- Басу, С., Антиа, Х.М., Нарасимха, Д., 1994, «Гелиосейсмические измерения степени выброса ниже зоны солнечной конвекции», пн. Нет. R. Astron. Soc. , 267, 209-224, [3]
- Хьюз, Д.У., Рознер, Р., Вайс, NO 2007 The Solar Tachocline, 382pp (Cambridge University Press).
