Введение
Регион Солнца между радиационной внутренней и конвективной зоной Тахоклина - это переходная область звезд с массой более 0,3 солнечных масс между радиационной внутренней и дифференциально вращающейся внешней конвективной зоной. Это приводит к тому, что область имеет очень большое сдвиг, поскольку скорость вращения очень быстро меняется. Конвективный внешний слой вращается как обычная жидкость с дифференциальным вращением, при этом полюсы вращаются медленно, а экватор быстро. Радиационный интерьер показывает вращение твердого тела, возможно, из-за ископаемого поля. Скорость вращения во внутренней части Земли примерно равна скорости вращения на средних широтах, т.е. между скоростью на медленных полюсах и быстром экваторе. Недавние результаты гелиосейсмологии показывают, что тахоклин расположен в радиусе, не превышающем 0,70 радиуса Солнца (измеренный от ядра, т.е. поверхность находится на 1 радиусе Солнца), с толщиной в 0,04 раза радиуса Солнца. Это означает, что область имеет очень большой профиль сдвига, который является одним из способов, с помощью которого могут образовываться крупномасштабные магнитные поля. Считается, что геометрия и ширина тахоклина играют важную роль в моделях звездных динамо, скручивая более слабое полоидальное поле для создания гораздо более сильного тороидального поля. Недавние радиообследования более холодных звезд и коричневых карликов, которые не имеют радиационного ядра и имеют только конвективную зону, демонстрируют, что они поддерживают большие масштабы, магнитные поля солнечной силы и демонстрируют солнечную активность, несмотря на отсутствие тахоклинов. Это говорит о том, что только конвективная зона может быть ответственна за функцию солнечного динамо. Термин тахоклин был придуман в статье Эдварда Шпигеля и Жана Пола Зана в 1992 году по аналогии с океаническим термоклином.
The tachocline is the transition region of stars of more than 0.3 solar masses, between the radiative interior and the differentially rotating outer convective zone. This causes the region to have a very large shear as the rotation rate changes very rapidly. The convective exterior rotates as a normal fluid with differential rotation with the poles rotating slowly and the equator rotating quickly. The radiative interior exhibits solid body rotation, possibly due to a fossil field. The rotation rate through the interior is roughly equal to the rotation rate at mid latitudes, i. e. in between the rate at the slow poles and the fast equator. Recent results from helioseismology indicate that the tachocline is located at a radius of at most 0.70 times the solar radius (measured from the core, i. e., the surface is at 1 solar radius), with a thickness of 0.04 times the solar radius. This would mean the area has a very large shear profile that is one way that large scale magnetic fields can be formed. The geometry and width of the tachocline are thought to play an important role in models of the stellar dynamos by winding up the weaker poloidal field to create a much stronger toroidal field. Recent radio observations of cooler stars and brown dwarfs, which do not have a radiative core and only have a convective zone, demonstrate that they maintain large scale, solar strength magnetic fields and display solar like activity despite the absence of tachoclines. This suggests that the convective zone alone may be responsible for the function of the solar dynamo. The term tachocline was coined in a paper by Edward Spiegel and Jean Paul Zahn in 1992 by analogy to the oceanic thermocline.
Дополнительные ссылки
Charbonneau, P., Christensen Dalsgaard, J., Henning, R., Larsen, R. M., Schou, J., Thompson, M. J., Tomczyk, S., 1999a, Гелиосейсмические ограничения на структуру солнечного тахоклина, Astrophys. J., 527, 445 460, Басу, С., Антия, Х. М., Нарасимха, Д., 1994, Гелиосейсмическое измерение протяженности пересечения ниже зоны солнечной конвекции, Mon. - Нет, не надо. Р. Астроном. Соц., 267, 209 224, Хьюз, Д. В., Роснер, Р., Вайсс, Н. О. 2007 Солнечный тахоклин, 382pp (Кэмбриджский университетский пресс).
Hughes, D. W., Rosner, R., Weiss, N. O. 2007 The Solar Tachocline, 382pp (Cambridge University Press).