The subsurface radial gradient of solar angular velocity from MDI f-mode observations
利用迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）对太阳和日球层观测站（SoHO）的表面重力波（f模）观测，对太阳表面以下15 μ m处的太阳角速度径向梯度进行了定量分析。在赤道和30度纬度之间有一个约为-400 nHz/R的负向外梯度，相当于旋转频率相对于半径的对数梯度，非常接近于-1。在30度以上，它的绝对大小减小到50度左右的一个非常小的值。在高纬度地区，梯度的符号可能会反转：如果是这样，这种反转发生在可见表面以下仅延伸5微米的薄层中，这可以从最表面的模式（l> 250度）中得到证明。在这一层中可以看到扭转振荡的特征，但没有发现梯度和旋转速率值的其他显著的时间变化。
2001-10-16 astro-ph
Angular momentum transport by gravity waves and its effect on the rotation of the solar interior
我们计算了太阳湍流对流对低频重力波的激发，以及这些波所携带的角动量对太阳辐射内部旋转剖面的影响。我们发现，太阳对流产生的重力波提供了一个非常有效的手段耦合的旋转在辐射内部的对流区。在差动旋转的恒星中，不同方位角数的波在恒星的局部静止坐标系中的频率会有不同的多普勒偏移量。这导致了它们局部耗散率的不同，从而导致了恒星角动量的重新分布。我们发现，在整个太阳内部的辐射大部分建立统一的旋转的时间尺度是$\sim 10^7$年，这提供了一个可能的解释日震观测，太阳内部作为一个固体旋转。
1996-11-01 astro-ph
Angular momentum transport by internal waves in the solar interior
在太阳对流区底部发射的低频内部重力波能够从辐射内部提取角动量。我们用一些简化的假设来评估这种输运：我们忽略科里奥利力，用Kolmogorov定律近似湍流对流的谱，并按照Press（1981）和Garcia Lopez & Spruit（1991）的方法，通过内波的压力波动将这种湍流耦合到内波。在差动旋转的恒星中，内波的局部频率随深度而变化，它可以在某些位置消失，从而导致阻尼增强（Goldreich & Nicholson 1989）。在波与恒星自转之间的动量交换中，我们只考虑这种耗散机制。角动量通量是深度的隐函数，涉及局部旋转速率和代表辐射耗散累积效应的积分。我们发现，这种传输过程的效率相当高：它的时间尺度为10^7年，并且可能是通过日震学检测到的平坦旋转轮廓的原因。
1996-11-22 astro-ph
Effects of alpha particles on the angular momentum loss from the Sun
通过引入α粒子和允许太阳风以轴对称的方式流出赤道面，重新考虑了经典的Weber-Davis太阳风模型。在太阳风的离子动量方程中，离子回旋频率比其它频率高出许多数量级。这要求质子和α速度矢量之间的差与背景磁场对准。利用这种对齐条件，从标准输运方程出发，导出了多流体太阳风的控制方程。沿共纬度$70^\circ$ 1 AU处的定常磁场线对控制方程进行数值求解，得到了定常快速太阳风解，并与Weber-Davis模型一致地得出结论：磁场有助于日冕等离子体实现向Alfvénic半径外的有效共转，其中，极向Alfvénic马赫数$M_T$等于1（$M_T$由方程（\ref{eq:mach}）定义）。模型计算表明，磁应力是太阳角动量损失的主要原因。对于所考虑的快风，质子对角动量损失的贡献（可能大于磁损失）几乎完全被α粒子所抵消，α粒子的方位角速度与太阳自转方向相反。与方位角分量相关的坡印廷通量在能量收支中可以忽略不计。然而，太阳自转对行星际低纬快太阳风流中α粒子与质子的相对速度有一定的降低作用。
2006-06-07 astro-ph
Rotational Studies of Late-Type Stars. VII. M34 (NGC 1039) and the Evolution of Angular Momentum and Activity in Young Solar-Type Stars
我们分析了凯克-海尔观测到的疏散星团M34（NGC 1039）的F、G和K矮星的自转，它有2.5亿年的历史，并将它们与昂宿星团、毕宿星团和NGC 6475进行了比较。在M34中看到的旋转上限比1亿年前的昂宿星团低2倍左右，但大多数M34恒星都远低于这个上限，而且旋转速率的整体收敛是最引人注目的。M34中的一些K矮星仍然是快速旋转的，这表明它们经历了核心-包络解耦，然后从内部水库补充表面角动量。我们在这些集群的旋转比较表明，耦合的信封的核心的时间尺度必须接近1亿年，如果脱钩，事实上，发生。
2001-09-10 astro-ph
Preliminary Observational Results of Tidal Synchronization in Detached Solar-Type Binary Stars
本文介绍了疏散星团M35（NGC 2168; ~ 1.5亿年）和M34（NGC 1039; ~ 2.5亿年）中分离太阳型双星潮汐同步的初步观测结果。M35和M34提供人口密切的晚型双星的年龄，使他们有吸引力的观测测试模型的潮汐同步在早期的主序阶段。结合恒星自转周期的时间序列测光和双星轨道周期和偏心率的时间序列光谱的数据集，使我们能够确定的角旋转速度的主要恒星和轨道角速度在近星点。恒星和轨道角速度的比较提供了关于单个双星同步水平的信息。
2004-12-15 astro-ph
Solar coronal differential rotation from XBPs in Hinode/XRT and Yohkoh/SXT images
我们的目标是识别和追踪盘上的X射线亮点（XBPs），并将它们用作示踪剂来确定日冕旋转。这项研究将有助于澄清和理解几个问题：（i）日冕是否有差异地旋转;（ii）旋转取决于XBP的大小;以及（iii）依赖于太阳磁周期的相位。我们分析了每天的全磁盘软X射线图像观测（一）X射线望远镜（XRT）上的日出任务在2007年1月，3月和4月，（二）软X射线望远镜（SXT）上的横滨从1992年至2001年使用的IDL中的SSW。我们用示踪法在重叠网格的帮助下追踪了XBPs在太阳盘面上的通道，并导出了XBPs的恒星角旋转速度和坐标（纬度和经度）。我们已经确定了大量的XBP的位置都在日出/XRT和Yohkoh/SXT图像，并遵循他们在太阳磁盘作为时间的函数。我们导出了日冕恒星角自转速度，并与日心纬度和太阳活动周期的函数进行了比较。此外，我们测量了所有XBP的大小，并将它们与冠状旋转相关联。从这些研究中得出的重要结果是：（一）太阳日冕的旋转差异像光球和色球;（二）恒星角旋转速度是独立的XBP的大小;（三）恒星角旋转速度不依赖于太阳磁周期的阶段;和（四）日冕的差异旋转是整个太阳磁周期。
2008-04-22 astro-ph
Damping and excitation variations of the solar acoustic modes using LOWL observations
我们已经使用的观测资料与日震仪器LOWL收集了$\sim$ 6年来进行独立的研究的p-模式阻尼和激发率的变化与太阳活动。我们观察到显着变化的模式高度，模式宽度和模式速度功率在很宽的角度值范围内。它们对太阳活动的灵敏度显示出明显的频率依赖性，在2700和3300 $μ$ Hz的频率范围内的模式显示出最大的变化，并表现出以3100 $μ$ Hz为中心的最大变化。至于模式的能量供应率，它是一致的，在观测的精度水平上，沿太阳周期和研究的频率范围内的零变化。此外，与太阳活动的变化，这些参数被观察到或多或少的$\ell$ -独立的研究角度的范围内。我们的研究结果提供了第一次深入确认的结果，从龚测量的中间角度。
2006-07-15 astro-ph
The rotation rate of the solar radiative zone
太阳辐射带的旋转速率是速跃层及其以下角动量输运的重要诊断。在本文中，我们研究的贡献，粘性和磁应力的全球角动量平衡。通过考虑一个简单的线性化玩具模型，我们讨论了场的几何形状和应用的边界条件上的预测的旋转轮廓和旋转速率的辐射内部的影响。我们比较这些分析预测与完全非线性模拟的动态辐射内部，以及与观测。我们讨论了这些结果的影响，太阳内部模型的约束。
2008-11-16 astro-ph
Turbulent Elasticity of the Solar Convective Zone and the Taylor Number Puzzle
以往对太阳对流区（SCZ）角动量平衡和纬向环流的研究主要是采用简单湍流模型的半解析方法，或流体力学或磁流体力学的直接数值模拟方法。在这两种情况下，包含磁场都是麻烦的。此外，这两种方法都难以再现已知的SCZ的角速度轮廓;这是泰勒数之谜。我讨论了初步工作，其中我将磁场到一个粘弹性湍流模型的SCZ和应用这个问题的回旋环流和角动量平衡。我认为，这样的方法可能有助于解决泰勒数之谜的SCZ和带来的理论预测的大规模运动的SCZ与观测一致。
2006-02-23 astro-ph
Temporal Variations in the Sun's Rotational Kinetic Energy
目的：研究太阳角动量和旋转动能的变化，以及引力多极矩在太阳周期时间尺度上的相关变化。实验方法：由全球振荡网络小组和太阳和日光层观测站上的迈克尔逊多普勒成像仪获得的日震旋转分裂数据的反演。研究结果：在高纬度地区（>π/4），角动量和动能的时间变化与太阳活动呈正相关，而在低纬度地区，角动量和动能的时间变化与太阳活动呈负相关，除了按半径计算的前10%区域外，这两个区域都呈正相关。结论：日震数据意味着显着的时间变化的角动量和旋转动能，并在重力多极矩。这种变化的性质将有助于限制太阳周期的动力学理论。
2007-11-06 astro-ph
Angular momentum transport in a multicomponent solar wind with differentially flowing, thermally anisotropic ions
Helios对快速太阳风的角动量通量$L$的测量表明，单个离子的贡献，$L_p$和$L_α$，往往是负的（即，与太阳反向旋转）。然而，对于慢风，情况正好相反，总粒子贡献$L_P = L_p + L_α$趋于超过磁贡献$L_M$。这些方面与以前的模型不同。我们研究是否引入现实的离子温度各向异性可以解决这个矛盾。从一般的多流体输运方程与gyrotropic物种的压力张量，我们推导出方程的一般轴对称，旋转的恒星风，包括两个主要的离子物种的dupronal和方位角动力学。方位角动力学进行了详细的研究，使用经验构造的纬向流剖面的太阳风。我们发现$L$是由要求总角动量守恒定律的解是唯一的和光滑的阿尔芬点，其中组合阿尔芬马赫数$M_T=1$。与各向同性情况相比，引入现实离子温度各向异性可引入高达10%的$L$变化和高达1.8 km/s的0.3和1 AU之间的单个离子的方位角速度变化。后者对$L_P$和$L_M$的相对重要性有很大影响。然而，引入离子温度各向异性不能解决测量和模型之间的差异。对于快风解，虽然在极端情况下$L_P$变为负值，但$L_p$永远不会变为负值。另一方面，对于慢风解，$L_P$永远不会超过$L_M$，即使$L_M$可能小于单个离子的贡献，因为$L_p$和$L_α$对于慢风和快风总是具有相反的符号。
2008-12-09 astro-ph
Solar Multi-Scale Convection and Rotation Gradients Studied in Shallow Spherical Shells
从日震学推导出的太阳自转差，在对流区顶部附近有一个显著的径向剪切层，其中角速度的负径向梯度在跨越太阳半径外5%的低纬度和中纬度地区很明显。超颗粒化和相关尺度的湍流对流可能在维持这种径向梯度方面发挥重要作用，并可能以尚不清楚的方式影响全球尺度的动力学。为了研究这种动力学，我们构建了一系列三维数值模拟的湍流可压缩对流球壳内，处理浅域，使这种建模计算上容易处理。这些模拟是第一个模型的太阳对流在一个球形的几何形状，可以明确解决最大的动力学尺度的系统（太阳半径的顺序），以及较小规模的对流翻转运动的大小与太阳supergranulation（20- 40 Mm）。我们发现这些模拟中的对流跨越很大范围的水平尺度，并且这些模型中的径向角速度梯度通常为负，特别是在低纬度和中纬度地区。角动量输运的分析表明，这种梯度是由与对流相关的雷诺应力维持的，向内输送角动量以平衡由粘性扩散和大规模流动在对流平面中实现的向外输送。我们认为，类似的机制与太阳中的小尺度对流可能有助于维持所观察到的径向剪切层位于太阳光球层下方。
2002-09-03 astro-ph
What Prevents Internal Gravity Waves From Disturbing the Solar Uniform Rotation?
内重力波（IGW）是恒星包层中对流自然产生的，是恒星辐射内部角动量传输的重要机制。先前的工作已经确定，它们可以在足够短的时间尺度上运行，以解释太阳内部旋转作为深度的函数。我们表明，IGWs的自然行动是产生大尺度振荡的太阳旋转作为深度的函数，这是在显着的对比，几乎均匀的旋转外辐射信封的太阳。因此，需要一个额外的角动量输运机制，并且分子或剪切诱导的湍流粘度都不足以使轮廓平滑。像泰勒-斯普鲁特发电机这样的磁过程可以使旋转轮廓变平。因此，我们得出结论，IGW必须与磁角动量输运过程一起工作，如果他们在所有操作。此外，这两类机制必须在一定程度上抑制平均分子量梯度，以解释最近的证据，快速旋转嵌入核心的太阳。
2008-01-23 astro-ph
Rotational Evolution of Solar-Like Stars in Clusters from Pre-Main Sequence to Main Sequence: Empirical Results
现在可以获得大约500颗主序前恒星和最近到达的主序恒星的旋转周期，这些恒星的质量与太阳相似（0.4-1.2 M_sun），位于附近的五个年轻星团：猎户座星云星团，NGC 2264，alpha Per，IC 2602和Pleiades。结合恒星半径的估计，这些数据使我们能够构建在三个不同的时期：名义上，1，2和50我的每单位质量的表面角动量分布。我们的主要结果如图18所示，可以总结如下：（1）在这个质量范围内，对流轨道上的50-60%的恒星很早就从任何锁定机制中释放出来，并且在大部分PMS演化过程中自由地保持角动量，即快速旋转的年轻主序星。(2)另外40-50%的恒星在最初的几百万年里失去了大量的角动量，最终成为缓慢旋转的主序星。快速角动量损失阶段的持续时间约为5-6 My，这与年轻星系团的红外线测量估计的圆盘寿命大致一致。猎户座年龄的快速旋转体在接下来的50 My期间损失不到10%的（表面）比角动量，而慢速旋转体损失约三分之二。甚至在ONC和NGC 2264之间的~1 My间隔期间也会发生这种损失的可检测部分。这些数据支持这样一种观点，即吸积盘和恒星之间的相互作用是将ONC中类似太阳的恒星的旋转速率的广泛的双峰分布演变为年轻MS星团中更广泛的分布的主要机制。
2005-07-30 astro-ph
Differential rotation and meridional circulation in global models of solar convection
在太阳和其他恒星的外层，差旋和纬向环流通过对流运动重新分配动量和能量来维持。为了在数值模型中正确地捕捉这些过程，正确的球面几何是必不可少的。在本文中，我回顾了最近的见解，在太阳内部的平均流动的维护获得高分辨率模拟太阳对流旋转球壳。科里奥利力引起的雷诺应力，输送角动量赤道方向，也产生纬向变化的对流热通量。由斜压性和旋转切变引起的经向环流进一步重新分配角动量，改变平均层结。这引起了复杂的非线性相互作用之间的湍流对流，差异旋转，纬向环流，和平均比熵的轮廓。我将描述这场戏剧在我们的模拟以及太阳和恒星对流区中是如何上演的。
2008-11-20 astro-ph
Angular Momentum Transport by Internal Gravity Waves. I - Pop I Main Sequence Stars
研究了具有太阳金属丰度的低质量主序星表面对流区产生的重力波。据发现，在波的总动量光度上升与恒星质量，直到准消失的对流区约6500 K（对应于约1.4 Msun的太阳金属丰度的质量）的光度急剧下降。我们计算的净动量提取与这些波，并解释如何计算的质量依赖性有助于解决的旋转混合方面的锂倾角之谜，形成一个连贯的图片混合在所有主序星。
2003-05-09 astro-ph
The solar interior - radial structure, rotation, solar activity cycle
考虑了太阳对流区的一些基本性质，并讨论了利用日震学作为观测工具来确定其深度和内部角速度的问题。在发电机理论的框架内描述和解释了太阳磁性的各个方面。主要的重点是平均场论为太阳的磁场和它的差异旋转。
2007-03-28 astro-ph
Shear turbulence beneath the solar tachocline
太阳内部角速度剖面的日震反演表明，自转从对流区的纬度差变化到下面辐射区的几乎均匀。这种转变发生在一个薄层中，即速跃层，它是垂直方向上强剪切的所在地。在这篇笔记中，我们将研究这种旋转剖面是否会导致辐射区顶部的剪切湍流。通过使用标准太阳模型，我们表明，这种湍流只能产生在赤道的一个狭窄的区域0.695R_sun < r < 0.713R_sun，甚至在更窄的层在高纬度。我们的结论是，这种垂直剪切产生的湍流不太可能在物质和角动量的运输中发挥重要作用，必须调用其他机制来实现这一点。
2000-10-26 astro-ph
A Large Eddy Simulation of Turbulent Compressible Convection: Differential Rotation in the Solar Convection Zone
我们提出了两个模拟的对流区，通过求解完整的流体动力学方程在一个节的球壳的结果。第一个模拟有圆柱形旋转轮廓（平行于旋转轴）和一个强大的纬向环流，贯穿整个深度。第二个模拟有圆柱体和圆锥体之间的等旋等高线，以及一个弱的回旋环流，集中在壳体的最上部。我们发现，太阳差异旋转是直接相关的纬度熵梯度，渗透到对流区的深层。我们还提供了一个解释的角速度剪切发现在低纬度附近的顶部。径向和纬向速度波动之间的非零相关性在该区域产生显著的雷诺应力。这构成了角动量向内的净输送，这导致了顶部附近差动旋转的整体结构的轻微修改。本质上，{ \it热力学通过泰勒-普劳德曼动量平衡控制动力学}。雷诺应力仅在表层变得显著，在那里它们产生弱的纬向环流和角速度“颠簸”。
2000-11-21 astro-ph
Torsional oscillations in the solar convection zone
最近对日震观测的分析表明，先前观测到的表面扭转振荡明显向下延伸到太阳对流区。在试图理解这些振荡，我们研究的磁场和太阳的差分旋转的背景下的平均场发电机模型，其中的非线性是由于太阳角速度的发电机产生的磁场的洛伦兹力的方位角分量的作用之间的非线性耦合。选择基本的零阶角速度以与最近的日震数据一致。该模型产生的蝴蝶图是在定性的意见。它显示了穿透对流区的扭转振荡，并随着时间的推移向赤道迁移。发现这些振荡的周期是全球磁场周期的一半。这与观测到的表面扭转振荡周期是一致的。在对流区内部，这是一个可检验的预测，目前为止的观测结果并没有排除这种可能性。
2000-10-17 astro-ph
Rotational evolution of very low mass objects and brown dwarfs
角动量的调节是理解恒星演化的关键过程之一。太阳质量恒星的自转演化主要取决于其与星周盘的磁相互作用和星风的角动量损失，与太阳质量恒星相反，极低质量（VLM）天体和褐矮星被认为是完全对流的。这可能会导致旋转和活动的重大差异，因为完全对流的物体可能不会拥有太阳型发电机。在这里，我们报告我们的观测工作，以了解旋转演变的VLM对象。通过光度监测，我们确定了三个星团中的62个旋转周期，形成了一个从3到1.25亿年的年龄序列。我们发现，VLM对象旋转速度比他们的太阳质量的兄弟姐妹在所有的进化阶段。它们的旋转演化似乎是由流体静力学收缩和指数角动量损失决定的。光变曲线的光度振幅比太阳质量的恒星低得多。这可以解释为光斑覆盖范围更小、光斑分布更对称或光斑与其环境之间的对比度更低的结果。这些结果中的大多数可以用磁场性质随质量减小而改变来解释。VLM天体可能只具有小尺度的湍流磁场。
2004-10-02 astro-ph
The solar tachocline and its variation (?)
太阳速跃层位于对流区的纬度相关旋转和刚性辐射内部之间的界面处，呈现出高的角速度梯度，这对于太阳发电机和角动量传输的模型特别感兴趣。此外，速度跃层参数的纬度和时间变化，如果有的话，也是特别感兴趣的，以约束模型。我们提出了一个审查的一些理论的速跃层和他们的预测，可能会被测试的日震学。我们描述的方法推断的速跃层参数的观测和相关的困难。回顾以前获得的结果，并分析了新的6年数据库的LOWL观测结果，产生没有令人信服的证据的变化或总的趋势的速度跃层参数在上升阶段的当前太阳周期（1994 - 2000年）。
2000-11-20 astro-ph
On the tidal interaction of massive extra-solar planets on highly eccentric orbit
在本文中，我们发展了一个由恒星潮汐场引起的扰动理论，该扰动发生在一个完全对流的缓慢旋转的行星上，该行星绕着一颗中心恒星在一个高偏心率的轨道上运行。我们发现，有两个贡献的模式能量和角动量增益由于脉冲潮汐相互作用：a）“准静态”的贡献，需要耗散过程中运行的行星; b）与激发振荡模式的动态贡献。这些贡献是从一组控制方程自洽获得的。我们计算了行星Ω_{crit}的角速度的一个临界“平衡”值，该值由动力潮汐的作用不改变该旋转速率下的角速度的条件确定。我们表明，这可能比与准静态潮汐相关的相应速率大得多，并且在该角速度下，能量交换速率最小。我们还调查的振荡能量的随机增加，可能会发生，如果许多近星点通道被认为是条件。我们使用一个实际的行星模型，对初始偏心轨道由于潮汐而圆化的时间尺度进行了一些简单的估计，对于圆化后的轨道，所观察到的太阳系外行星P_{obs} > 3天的典型周期。我们发现，动力潮汐可以产生一个非常大的减少半长轴的行星质量的数量级的木星质量M_{J}和最后的周期P_{obs} <4.5天的时间尺度<几个Gyrs。我们还讨论了几个悬而未决的问题的背景下，由于动态潮汐的轨道圆化。
2003-10-09 astro-ph
Possible Formation Scenario of the Quark Star of Maximum Mass around 0.7 solar mass
如果存在最大质量的夸克星$\sim 0.7\sol$，我们证明了质量大于具有角动量参数$q\equiv cJ/GM^2 > 1$的最大质量的中子星的广义相对论坍缩可能导致这样一个奇异的星.这里$J$和$M$分别是中子星的角动量和引力质量。在宇宙审查假说下，这样的恒星不可能直接成为黑洞。在软核中形成的喷流可能会爆炸外层包层，并离开质量为$\sim 0.7\sol$的夸克星。残余夸克星具有$\lesssim 10^{53}$ erg转动能，因此夸克星的形成可能与伽玛暴的中心引擎有关。详细的数值模拟是迫切需要证实或反驳这种情况。
2002-05-30 astro-ph
On the angular momentum evolution of merged white dwarfs
我们研究了含有两颗白矮星的双星的角动量演化，这两颗白矮星合并成为冷的富氦超巨星。我们的目标是将预测的旋转速度与被认为是由这种合并形成的高度进化的恒星的观测结果进行比较，包括RCrB和极端氦星。主要的研究涉及一个包含0.6太阳质量的CO白矮星和0.3太阳质量的He白矮星的双星。角动量分布的初始条件定义在次级粒子充满罗氏波瓣的地方。我们假设角动量守恒来计算无碰撞圆盘中的角动量分布以及随后的巨包层中的角动量分布。在壳层氦燃烧结束时，巨星收缩形成一颗白矮星。我们推导出在这种收缩的表面旋转速度。在初始质量比的范围内重复计算，也在两个氦白矮星合并的情况下重复计算;后者将收缩到氦主序而不是白矮星序。假设角动量完全守恒，我们预测可以接受的角旋转率冷巨星和在最初的后续收缩。然而，只有当初始质量比接近1时，这样的恒星才能在自旋上升过程中幸存下来，达到白矮星序列（CO+He合并）。He+He并合产物必须失去角动量才能达到氦的主序。在极端氦星中观测到的最小旋转速度比我们的预测低至少一半，这表明CO+He合并必须失去至少一半的角动量。
2006-07-17 astro-ph
