Тахоклин
Тахоклин је танка прелазна област између радијативне и конвективне зоне у унутрашњости Сунца. Пошто је радијативна зона окарактерисана униформном, а конвективна зона диференцијалном ротацијом, тахоклин је област између те две врсте ротација у Сунчевој унутрашњости. Описује се као танак маказаст слој.
Оцењује се да се тахоклин налази на удаљености од око 70% Сунчевог полупречника од центра Сунца и да му је ширина мања од 5% полупречника Сунца.
Тахоклин се карактерише средњим меридијанским циркулацијама, протоцима између радијативне и конвективне зоне.[1]
Историјат[уреди | уреди извор]
Тахоклин је откривен 1998. године након хелиосеизмолошке анализе унутрашње структуре Сунца. Показана је диференцијална ротација проводне спољашње зоне и ротација крутог тела радијативне унутрашњости. Тахоклином је названа танка маказаста зона на прелазу између зона са диференцијалним и униформним ротационим кретањем. Под тахокином се подразумева почетни део стабилне области проводне зоне.[2]
Први истраживачки рад о тахоклину је објављен 1992. године од стране Спиегела и Захна који су преко ламинарног, хидродинамичког модела описали како средње меридијанске циркулације (протоци између зона) образују простор Тејлор-Праудмановог стабилног стања.[1]
Особине структуре тахоклина[уреди | уреди извор]
| Подаци о структури зоне тахоклина[2] | |
| Удаљеност од центра језгра | 0,693 ± 0,02 Рс ≈ 482.000 км |
| Дебљина | 0,039 Рс без доње границе[3]; 0,019 Рс[4] |
| Зависност од ширине | ω = ωеq (1-а2 μ2-а4 μ4), а2 ≈ а4 ≈ 0,015 |
| Осцилације периода | 1,3 године[5] |
| Густина | ~ 0,2 г/цм³ |
| Температура | ~ 2 x 106 К |
| Притисак | ~ 6 x 1012 Па |
| Јачина поља | ~ 104 - 105 Г |
Спољашње везе[уреди | уреди извор]
| Структура |
|  | ||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| Појаве |
| |||||
Види још[уреди | уреди извор]
Референце[уреди | уреди извор]
- ^ а б Сунчев тахоклин, Самоусаглашен модел магнетног ограничења, Тобy Wоод, Qуеенс’ Цоллеге, Кембриџ, стр 27-28. приступљено: 27. децембар 2014.
- ^ а б [Сунчев тахоклин: транспорт угаоног момента, средњи проток и нестабиности], Стеве Тобиас, Универзитет Леедс, пп. 6–8; приступљено: 27. децембар 2014.
- ^ Цхарбоннеау, 1999. године
- ^ Еллиотт & Гоугх, 1999. године
- ^ Хоwе, 2000. година
Литература[уреди | уреди извор]
- Општа астрофизика, Вукићевић-Карабин Мирјана, Атанацковић Олга, стп. 208, Завод за уџбенике и наставна средства. 2010. ISBN 978-86-17-16947-1.