Тахоклин
Тахоклин — переходная область звезд с массой более 0,3 Солнца между радиационной внутренней и дифференциально вращающейся внешней конвективной зоной . Это приводит к очень большому сдвигу в этой области , поскольку скорость вращения меняется очень быстро. Конвективная внешняя среда вращается как обычная жидкость с дифференциальным вращением, при этом полюса вращаются медленно, а экватор вращается быстро. Радиационная внутренняя часть демонстрирует твердотельное вращение, возможно, из-за поля ископаемых . Скорость вращения внутри Земли примерно равна скорости вращения в средних широтах, то есть между скоростью на медленных полюсах и на быстром экваторе. Недавние результаты гелиосейсмологии показывают, что тахоклин расположен на радиусе не более 0,70 радиуса Солнца (измеряется от ядра, т.е. поверхность находится на расстоянии 1 радиуса Солнца) и имеет толщину, составляющую 0,04 радиуса Солнца. Это будет означать, что эта 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, поле наматывается поскольку более слабое полоидальное на создание 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 активность, подобную солнечной, несмотря на отсутствие тахоклинов. Это говорит о том, что только конвективная зона может быть ответственна за функцию солнечного динамо. [1]
Термин тахоклин был придуман в статье Эдварда Шпигеля и Жан-Поля Зана в 1992 году. [2] по аналогии с океаническим термоклином .
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Рут, Мэтью (20 октября 2016 г.). «Открытие циклов солнечной активности за пределами конца главной последовательности?» . Письма астрофизического журнала . 830 (2): 27. arXiv : 1609.07761 . Бибкод : 2016ApJ...830L..27R . дои : 10.3847/2041-8205/830/2/L27 . S2CID 119111063 .
- ^ Шпигель, Э.~А., и Зан, Ж.-П., 1992, Астрономия и астрофизика, 265, 106 [1]
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Раздел 3.2 из « Живых обзоров по солнечной физике».
Дополнительные ссылки
[ редактировать ]- Шарбонно, П., Кристенсен-Далсгаард, Дж., Хеннинг, Р., Ларсен, Р.М., Шу, 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, «Гелиосейсмическое измерение степени превышения ниже зоны солнечной конвекции», Mon. Нет. Р. Астрон. Соц. , 267, 209-224, [3]
- Хьюз Д.В., Рознер Р., Вайс Н.О. 2007 г. Солнечный тахоклин, 382 стр. (Издательство Кембриджского университета).
 | Эта статья, посвященная Солнцу незавершена , . Вы можете помочь Википедии, расширив ее . |