Тахоклина

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
Внатрешното вртење во Сонцето, од кое се гледа диференцијалното вртење во надворешниот слуевит слој и речиси рамномерното вртење во средишното зрачно подрачје. Преодот помеѓу овие подрачја се нарекува тахоклина.

Тахоклина (од старогрчки: ταχύς, „брз“ и κλίνειν, „наклон“) — преодно подрачје на Сонцето помеѓу зрачната внатрешност и диференцијално вртечкиот надворешен струевит слој. Ова е надворешната третина на Сонцето (по полупречник). Ова предизвикува многу големо смолкнување во подрачјето при наглите промени во вртежната брзина. Струевитата надворешност се врти како нормална течност со диференцијално вртење, каде половите вртат бавно, а екваторот се врти брзо. Зрачната внатрешност покажува цврстотелесно вртење, веројатно поради фосилното поле. Вртежната брзина низ внатрешноста е приближно еднаква на вртежната брзината при средните должини, т.е. помеѓу бавните полови и брзиот екватор. Recent results from хелиосеизмологија покажуваат дека тахоклината се наоѓа на највеќе 70 % од растојанието до јадрото до површината, со дебелина од 0,04 Сончеви полупречници. Ова значи дека подрачјето има многу голем профил на смолкнување, што е е ден начин на образување на големоразмерни магнетни полиња.

Геометријата и ширината на тахоклината играат важна улога во моделирањето на сончевото динамо; таа го навива послабото полоидно поле и создава многу посилно тороидно поле. Радионабљудувањата на постудени ѕвезди и кафеави џуџиња (кои немаат зрачно јадро и имаат само струевит слој) покажуват дека истите одржуваат големоразмерни магнетни полиња со јачина и активност како онаа на Сонцето и покрај отсуството на тахоклини. Ова укажува на тоа дека струевитиот слој е сам посебе одговорен за работењето на сончевото динамо.[1]

Потекло на поимот[уреди | уреди извор]

Поимот „тахоклина“ првпат се појавил во 1992 г. во труд на Едвард Спигел и Жан Пол Цан[2] по аналогија на океанската термоклина.

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. Route, Matthew (20 октомври 2016 г). The Discovery of Solar-like Activity Cycles Beyond the End of the Main Sequence?. „The Astrophysical Journal Letters“ том  830: 27. doi:10.3847/2041-8205/830/2/L27. Bibcode2016ApJ...830L..27R. 
  2. Spiegel, E.~A., & Zahn, J.-P., 1992, Astronomy and Astrophysics, 265, 106 [1]

Литература[уреди | уреди извор]

  • Charbonneau, P., Christensen-Dalsgaard, J., Henning, R., Larsen, R.M., Schou, J., Thompson, M.J., Tomczyk, S., 1999a, “Helioseismic Constraints on the Structure of the Solar Tachocline”, Astrophys. J., 527, 445-460, [2].
  • Basu, S., Antia, H.M., Narasimha, D., 1994, “Helioseismic Measurement of the Extent of Overshoot Below the Solar Convection Zone”, Mon. Not. R. Astron. Soc., 267, 209-224, [3]
  • Hughes, D.W., Rosner, R., Weiss, N.O. 2007 The Solar Tachocline (Cambridge University Press).

Надворешни врски[уреди | уреди извор]