La tacoclina solar situada en la base de la zona de convección es la capa de cizalladura que conecta la rotación diferencial en la envoltura convectiva y la rotación rígida en el interior radiativo. Generalmente se cree que alberga la localización de la dinamo solar y desempeña un importante papel en la generación y almacenamiento
de los campos magnéticos que originan el ciclo solar de actividad magnética. Con la ayuda de técnicas de modelado y de heliosismología global y local numerosos estudios han intentado mejorar nuestro conocimiento sobre el papel desempeñado por la base de la zona de convección y la tacoclina en los modelos de la dinamo solar.

La heliosismología constituye una técnica ideal con la que inferir propiedades de áreas del Sol no accesibles a la observación directa. Como tal, la holografía heliosísmica sensible a la fase ha demostrado ser una técnica satisfactoria para producir mapas de actividad magnética en el hemisferio no visible o lado lejano del Sol. En esta tesis, adaptamos ese método para detectar cambios en la velocidad del sonido en la vecindad de la tacoclina y la base de la zona de convección a lo largo del ciclo solar.

La validación de técnicas heliosísmicas para su uso en el interior solar no es trivial. Las simulaciones numéricas pueden ser de ayuda en esta tarea. Usamos una serie de simulaciones numéricas con perturbaciones en la velocidad del sonido a 0.70 radios solares para medir la respuesta de la técnica a variaciones en la velocidad del sonido, lo que se usa para establecer una relación de calibración entre cantidades sísmicas, es decir desfase, y variaciones en la velocidad del sonido. Evaluamos los posibles efectos colaterales en las profundidades de interés causados por perturbaciones menos profundas con la ayuda de otra serie de simulaciones numéricas con perturbaciones en la velocidad del sonido en la fotosfera y en la zona poco profunda de la subfotosfera.

La técnica finalmente se aplica a observaciones solares reales obtenidas por GONG con el fin de demonstrar la factibilidad del método para detectar variaciones en la velocidad del sonido en el Sol real. Recuperamos un perfil de la velocidad del sonido en las capas profundas de la tacoclina y la base de la zona de convección, generalmente consistente con trabajos previos. También recuperamos variaciones en la velocidad del sonido entre periodos del ciclo solar con alta y baja actividad. Presentamos las limitaciones de la técnica actual y sugerimos algunos experimentos para mejorar su calibración.