Tacoclina
El término tacoclina (o tacoclina [1] ) designa la zona de transición, dentro del Sol , entre la zona radiativa y la zona convectiva . Situada en el tercio más externo de la estrella, la tacoclina marca la transición entre la parte más interna de la estrella, cuya rotación es comparable a la de un cuerpo sólido, y la parte externa, que gira de forma diferencial comportándose como un fluido. Estudios recientes realizados a través de la investigación heliosismológica indican que la tacoclina tiene un radio de aproximadamente 0,70 veces el del Sol. Los astrofísicos creen que estas dimensiones son una de las causas de los campos magnéticos que caracterizan a la estrella: de hecho, las simetrías y la extensión de la tacoclina parecen jugar un papel protagonista en la formación de la llamada dínamo solar , ya que refuerzan la campos poloidales débiles que crean un campo toroidal más intenso.
Nota
- ^ G. Cantatore y M. Karuza, KWISP Kinetic WISP Detection , en agenda.infn.it , INFN Trieste.
Bibliografía
- P. Charbonneau, J. Christensen-Dalsgaard, R. Henning, RM Larsen, J. Schou, MJ Thompson, S. Tomczyk, Restricciones heliosísmicas sobre la estructura de la tacoclina solar , en Astrophysical Journal , vol. 527, 1999a, págs. 445-460.
- S. Basu, HM Antia, D. Narasimha, Medición heliosísmica de la extensión del sobreimpulso por debajo de la zona de convección solar , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 267, 1994, págs. 209-224.
Artículos relacionados
enlaces externos
- Sección 3.2 de MS Miesch, Dinámica a gran escala de la zona de convección y tacoclina , en Living Reviews in Solar Physics , vol. 2, 2005, págs. lrsp-2005-1.
