Magnetic Braking Revisited
考虑到最近关于恒星活动与自转之间关系的观测数据，我们给出了晚型恒星由于磁制动而导致的角动量损失率的描述。分析是基于一个理想化的双组分日冕模型，该模型对日冕气体密度随自转周期的变化施加了约束，而日冕气体密度随自转周期的变化是从观测到的单颗自转矮星的X射线光度L_x随自转速率Ω的变化（L_x \propto Ω ^2）推断出来的。该模型的应用程序，以高转速导致的X射线光度的逐渐营业额，这是最近在快速旋转的矮星中观察到的饱和类似。由此产生的角动量损失率\dot J取决于Ω，其形式为\dot J \propto Ω ^β，其中β对于慢旋转体约为3，对于快旋转体约为1.3。在高转速的关系显着不同的幂律指数缓慢旋转的恒星，压低角动量损失率，而不一定需要饱和的磁场。这个模型的应用程序的演变的灾难性的变量二元系统导致的传质速率是近似符合观察到的速率相比，无论是Skumanich法律或经验法的基础上，β =1。
2003-08-20 astro-ph
Collapse of Magnetized Singular Isothermal Toroids: II. Rotation and Magnetic Braking
我们数值研究的崩溃旋转，磁化的分子云核心，专注于旋转和磁制动的主要吸积阶段孤立的恒星形成。出于以前的数值计算和分析的考虑，我们理想化的预塌缩核心作为一个磁化的奇异等温环，具有恒定的旋转速度无处不在。坍缩从中心开始，以由内而外的方式向外传播，满足空间和时间的精确自相似性。对于致密低质量核心的典型旋转速率和场强，主要特征仍然是沿着场线的质量分布变平-形成伪盘，如在非旋转的情况下。假盘的密度分布受旋转的影响很小。另一方面，旋转速率强烈修改伪盘的形成。大部分的中心吸积物质通过伪盘到达原恒星附近。特定的角动量可以大大减少的方式，由一个数量级或更多，即使在崩溃前的场强是大大低于占主导地位的云支持的临界值。有效的磁制动是由于伪盘中磁场的箍缩几何形状，其增强了磁场并延长了用于制动的水平臂。这两种效应都增强了角动量从内到外的磁输运。多余的角动量在低速外流中被带走，尽管其他工作者提出了这样的主张，但这种外流与观察到的双极分子外流几乎没有共同之处。我们讨论了我们的计算的影响，形成真正的磁盘，支持对重力旋转。
2003-11-17 astro-ph
Magnetic Braking of Ap/Bp Stars: Application to Compact Black-Hole X-Ray Binaries
我们研究的建议，中子星和黑洞X射线双星的形式与Ap或Bp星的同伴将经历系统的角动量损失由于磁制动，否则与中等质量的伴星。我们认为，对于具有与Ap和Bp星相关的高磁场的施主星，磁耦合，辐射驱动的星风可以导致角动量的大量系统性损失。在本文中，我们将这一机制的一个具体的天体物理学问题，涉及形成紧凑的黑洞双星与低质量的施主星。目前还不清楚这些系统是如何形成的，因为低质量伴星不太可能提供足够的引力势，使黑洞的大质量祖先在先前的“共同包层”阶段脱离包层。然而，在没有磁制动的情况下，这种系统往往会发展到长轨道周期。我们表明，与建议的磁制动性能提供的Ap和Bp同伴，这样的情况下，可以导致形成紧凑的黑洞双星的轨道周期，施主质量，寿命和生产率，是符合的意见。尽管取得了这些成功，我们的模型揭示了计算的有效温度和观察到的光谱类型的施主星之间的显着差异。最后，我们表明，这种温度差异仍然存在的其他方案调用最初的中等质量施主恒星，这提出了一个重大的悬而未决的谜。
2005-11-28 astro-ph
The Distribution of Secondary Masses in Post-Common Envelope Binaries: A Potential Test of Disrupted Magnetic Braking
用四种不同的后共包络双星角动量损失（AML）模型计算了现今后共包络双星（PCEBs）中的次级恒星质量分布：仅引力辐射（GR）、GR +中断磁制动（DMB）、GR +约化磁制动和GR +中间磁制动。对于DMB模式，我们发现，PCEB的数量突然减少了38%，一旦MB开始运作的非完全对流秒。我们没有发现一个类似的功能，在使用任何其他三个AML模型，其中MB不中断计算的分布。使用DMB模型预测的现今PCEB数量的百分比减少很容易足够大，因此观察到的PCEB中次级质量甚至光谱类型的分布可以提供一个重要的测试，以确定在完全对流的次级恒星中磁制动是否确实大幅减少。我们简要地讨论这种观测的可行性。
2006-03-21 astro-ph
Magnetic braking of T Tauri stars
我们构建模型的旋转速率的金牛座T星的自旋是由恒星和周围的吸积盘之间的磁联系。我们的模型利用一个随时间变化的光盘代码来跟踪吸积过程，并包括前主序星恒星演化的影响。我们发现初始星盘质量控制着星盘系统的演化。对于足够大的光盘，恒星领域的$\sim$ 1千克能够调节的自旋速率的观察值在经典的金牛座T阶段。然后，磁场作用于圆盘，恒星以恒定的角动量旋转，成为一个弱线系统。较低质量的盘在早期被抛出，无法显著制动恒星。我们将该模型推广到闭星系统，发现次级从盘中移除角动量会显著地缩短内盘寿命。因此，这种系统应该是相对慢的旋转器。我们还讨论了我们的模型的光谱能量分布和金牛T星的变化的影响。
1995-12-05 astro-ph
Magnetic Braking in Differentially Rotating, Relativistic Stars
在广义相对论中研究了不可压缩均匀密度恒星差速转动的磁制动和粘性阻尼。差速旋转的恒星在平衡状态下可以比非旋转或匀速旋转的恒星支持更多的质量。双星中子星合并或超新星核心坍缩的残余物可能会产生这样一颗“超大质量”的中子星。虽然超大质量中子星在动力学时间尺度上可能是稳定的，但磁制动和差速旋转的粘性阻尼最终会改变平衡结构，可能导致延迟的灾难性坍缩。这里我们考虑慢旋转弱磁场极限，其中E_rot << E_mag << W，其中E_rot是旋转动能，E_mag是磁能，W是恒星的引力结合能。我们假设系统是轴对称的，并求解了牛顿引力和广义相对论中的MHD方程。当角速度沿初始极向场线变化时，产生环形磁场。我们发现环向场和角速度沿每条极向场线独立振荡，这使我们能够将原来的2+1方程转化为1+1形式，并沿每条场线独立求解。不同场线上的非相干振荡在几十个阿尔芬时间尺度上激起了类似于磁共振的运动（“相位混合”）。在存在粘性的情况下，恒星最终会被驱动到均匀旋转，而最初的微分旋转中所包含的能量会转化为热量。我们的演化计算为未来更真实的3+1广义相对论MHD模拟提供了定性指导和基准。
2003-12-01 astro-ph gr-qc
Cataclysmic Variable Primary Effective Temperatures: Constraints on Binary Angular Momentum Loss
我们回顾了最具决定性的表面有效温度，Teff，目前可用的测量白矮星（WD）在激变变量（CV）在吸积静止，并使用这些作为诊断其时间平均吸积率<Mdot>。使用随时间变化的WD信封的计算，我们调查的敏感性的静态Teff长期变化的吸积率。我们发现，静态Teff提供了一个最好的测试预测的角动量损失和由此产生的质量传递速率，管理CV的演变。虽然引力辐射足以解释<Mdot>在所有波布的强磁性CV，更快的角动量损失是由矮新星主星（非磁性系统）的温度所要求的。这提供了证据，一个正常的恒星磁场结构附近的次级是必不可少的增强制动机制的工作，支持著名的恒星风制动假说。对比度<Mdot>在轨道周期Porb > 3小时时最显著，高于周期间隙，但在较短的Porb时也有适度的增强。反映的平均时间<Mdot>对于低系统是10^5年<Mdot>，而对于高系统是10^3年<Mdot>。我们根据这些时间尺度和我们必然不完整的系统样本讨论了关于CV群体得出的结论的安全性。对周期间隙以上的非磁性系统的测量低于传统恒星风制动处方的预测，但高于最近的预测，角动量损失较弱。我们还讨论了显然高Teff的发现在VY Scl星。（节略）
2008-11-15 astro-ph
Detection of a period decrease in NN Ser with ULTRACAM: evidence for strong magnetic braking or an unseen companion?
我们目前的高时间分辨率测光的食前灾变变量NN Ser的结果。我们观察到13个主要的食NN Ser使用高速CCD相机ULTRACAM和派生的时间，从光变曲线模型拟合，与不确定性低至0.06秒。观测到的周期变化率似乎很难与任何轨道周期变化模型相一致。如果观测到的周期变化反映了角动量的损失，那么平均损失率与近距离双星演化的标准模型中使用的损失率（通过磁性恒星风制动）是一致的，这些模型是从更大质量的冷恒星的观测中得出的。对低质量恒星的观测，如NN Ser的次级预测率比我们观测到的低100倍。我们表明，磁活动驱动的变化的四极矩的第二颗星（Applegate，1992年）未能解释周期变化的数量级上充满活力的理由，但光旅行时间的影响所造成的第三个机构在一个长（~几十年）的轨道周围的二进制可以解释观察到的变化的时间NN Ser的中期日食。我们的结论是，我们要么观察到一个真正的角动量损失的NN Ser，在这种情况下，我们的观察构成了严重的困难，密切的二元演化理论，或者我们已经发现了一个以前看不见的低质量的伴侣的二进制。
2005-10-11 astro-ph
Spectroscopic Evidence for Starspots on the Secondary Star of SS Cygni
激变变星（CV）是一种相互作用的双星系统，其中一颗冷的、快速旋转的二级恒星将物质传递给一颗白矮星。如果这种质量损失继续下去，那么系统中就必须有连续的角动量损失。通过与太阳和其他冷恒星的类比，人们假设磁制动是负责任的，角动量被来自第二颗恒星的电离风带走，穿过发电机产生的磁场。我们在天鹅座SS的光谱中发现了TiO的吸收，它的第二颗恒星应该太热了，不会显示出这样的特征。最有可能的解释是，它的存在是由磁制动理论所要求的强（0.1T）场引起的冷星斑。
2002-02-15 astro-ph
Spin-down of Relativistic Stars with Phase Transitions and PSR J0537-6910
利用一个高精度的数值计算程序，我们研究了旋转的相对论性恒星的自旋下降，经历了夸克解除禁闭的相变。这种相变已经被建议产生一个可观察到的信号，在制动指数的旋转下降的转子，这是基于一个“回弯”行为的转动惯量。我们专注于一个特定的状态方程，已被用来研究这种行为，并发现，人口的正常的doppler的转动惯量不表现出回弯行为。相反，超大质量毫秒脉冲星有非常强的后弯行为，一旦夸克核出现在自旋下降的超大质量毫秒脉冲星中，恒星就会继续自旋上升，直到达到不稳定状态而坍缩。这种强的自旋行为使得更容易区分这种转子中的相变：旋转周期的负一阶时间导数就足够了，并且不必测量制动指数。在自旋上升阶段，通常采用的自旋下降幂律不能描述角速度的演化。本文采用广义相对论下旋幂律，导出了描述高速旋转双光子晶体的角速度和制动指数演化的方程。
2003-02-07 astro-ph gr-qc
Supernova Kicks, Magnetic Braking, and Neutron-Star Binaries
我们考虑通过氦星超新星通道形成的低质量X射线双星包含吸积中子星。预测的短周期瞬态的相对数量提供了一个敏感的测试在这个过程中的输入物理。我们研究了不同的平均反冲速度，轨道角动量损失效率，和共同的包络弹射效率的短周期系统，瞬态和持久的子群的效果。在辐射主导的磁盘的热粘性盘不稳定性模型的指导下，我们解释说，短周期瞬变的捐助者接近年底的核心氢燃烧。我们发现，随着平均反冲速度的增加，整体短周期分数，S，增长，而分数，R，系统与演化捐助者之间的短周期系统下降。这种作用在这两个部分上的方向相反，使我们能够通过与s和r的观测估计值进行比较来约束LMXB形成的模型。在没有对演化参数进行微调或极端假设的情况下，对于大约100-200公里/秒的中间平均反冲幅度的情况，模型和当前观测之间的一致性是实现的，前提是：（i）施主质量在1-1.5个太阳质量范围内的系统的轨道制动很弱，即，远不如一个简单的外推标准磁制动超过1.0太阳质量将建议，和（ii）共同的信封喷射效率低。
1998-03-26 astro-ph
CV evolution: AM Her binaries and the period gap
AM她的变量-同步磁激变变量（CV）-表现出不同的周期分布从其他CV跨越周期间隙。我们表明，非AM Her系统可能会渗透到较长的周期结束的周期差距，如果他们是金属缺乏，但在轨道周期的间隙的位置和宽度是不敏感的其他二进制参数（除了正常化的制动率）。在AM Her双星中，来自次级恒星的风可能被困在白矮星主星的磁层内，从而减少了磁制动。当白矮星的偶极磁矩增加时，这种减少的制动填补了短周期末端的周期间隙。这些模型与观测到的CV分布（包括AM Her和非AM Her类型）的一致性提供了令人信服的证据，支持磁制动作为长周期CV之间角动量损失的代理人，以及其中断作为对长周期CV之间2 - 3小时周期间隙的解释。
2002-04-19 astro-ph
CV and LMXB Population Synthesis
我讨论人口合成方法的背景下，低质量的紧凑型双星。两个例子，都限制了轨道角动量损失的基本未知的强度，说明了这种研究的力量和问题。对于CV，“标准”中断磁制动模型预测，低于周期间隙的系统平均比高于间隙的系统更老。在空间速度色散的相应差异是可测试的观测，独立的亮度依赖的选择效果。对于LMXB，短周期中子星系统之间的瞬变分数是一个重要的诊断量，不仅约束角动量损失率，而且约束出生时给予中子星的反冲速度和公共包络效率。小反冲（小于100公里/秒），低效率和弱磁制动强烈青睐。
1997-08-20 astro-ph
Directions of Outflows, Disks, Magnetic Fields, and Rotation of YSOs in Collapsing Molecular Cloud Cores
采用高分辨率数值模拟方法研究了缓慢旋转分子云核在磁场作用下的坍缩过程。在崩溃的云核外流形成也遵循。在所检查的模型中，云核和母云刚性旋转，并且最初被均匀的磁场穿过。模拟结果表明，云核沿磁场线坍缩。云核致密区的磁场旋转速度比母云快，这是坍缩过程中中心区域自旋上升的结果。云核表现出显着的旋进的旋转轴，磁场和磁盘的方向，与旋进最高的模型与低初始磁场强度（$\lesssim 20 μ{\rm G}$）。在初始磁场为$\sim 40 μ{\rm G}$的模型中，强磁制动可抑制进动。磁制动从中心区域传递角动量，并对垂直于磁场的角动量分量作用更强。绝热核形成后，流出物沿局部磁场线喷出。与外流相关联的强磁制动导致角动量的方向与局部磁场的方向会聚，从而导致局部磁场、角动量、外流和盘取向在外流形成阶段的会聚。当初始磁场强度为$\sim 20 μ{\rm G}$时，年轻恒星的磁场与母云的磁场倾斜角度不超过$30^\circ$，而当初始磁场强度为$\sim 40 μ{\rm G}$时，年轻恒星的磁场与母云的磁场对齐。
2004-08-04 astro-ph
Stellar models of evolved secondaries in CVs
在本文中，我们研究了化学进化的次生代谢物对CV进化的影响。我们发现，当进化的secondaries包括在二级质量轨道周期平面的传播中所看到的数据中产生的磁制动的饱和处方或不饱和模型通常用于CV。我们认为，为了解释这种蔓延的所有CV的相当一部分应该已经演变成恒星作为第二个。演化的恒星在较低的轨道周期变得完全对流。因此，即使完全对流恒星的磁制动突然减少（与疏散星团的数据相反），也不会在CV的周期分布中产生急剧的中断。我们还探讨了最近提出的修订单星的角动量损失率，并发现只有适度增加的饱和处方与整体观察到的自旋下降模式是一致的。我们比较我们的模型预测与诊断的质量吸积率在WD和饱和和旧的制动处方之间找到中间的结果。综合起来，这些都表明，角动量损失率可能是高的CV秒比单星相同的旋转周期，但仍然显着低于传统的模型。CV周期间隙的替代解释进行了讨论。
2004-02-24 astro-ph
The rotational evolution of young low mass stars
星盘相互作用被认为是年轻恒星角动量演化的驱动力。在这篇综述中，我介绍了低质量和非常低质量的前主序星的旋转特性的最新结果。我讨论了非常有效的角动量去除前主序演化的前几个百万年的证据，并描述了最近的结果，支持吸积驱动的制动机制。提出了角动量演化模型，并讨论了它们对吸积盘寿命的影响。
2007-12-18 astro-ph
On the pre-RLO spin-orbit couplings in LMXBs
研究了同步双星系统中巨星核膨胀引起的轨道衰变效应。我们比较这种效果与存在的磁性恒星风，并表明，额外的轨道角动量转移到自旋角动量是相对重要的-特别是因为它已被证明，磁制动的效果饱和在短轨道周期。
2000-12-04 astro-ph
General Relativistic Simulations of Slowly and Differentially Rotating Magnetized Neutron Stars
我们提出了长期（~10^4 M）的轴对称模拟的差异旋转，磁化中子星在慢旋转，弱磁场限制使用微扰度规演化技术。虽然这种方法产生的结果相比，通过非微扰（BSSN）进化技术，微扰度量求解器进行的模拟需要约1/4的计算资源，在给定的分辨率。这种计算效率使我们能够以非常高的分辨率观察和分析磁制动和磁旋转不稳定性（MRI）的影响。我们的模拟结果表明：（1）只有当最快增长模式的波长被超过10个网格点分辨时，才能观察到MRI;（2）随着分辨率的提高，MRI增长率收敛，但由于MRI的小尺度湍流性质，最大增长幅度增加，但即使在最高分辨率下也不表现出收敛;（3）与分辨率无关，当能量被缠绕的磁场从差动旋转中消耗掉时，磁制动驱动恒星朝向均匀旋转。
2006-09-22 astro-ph gr-qc
Testing the Disk Regulation Paradigm with Spitzer Observations. I. Rotation Periods of Pre-main Sequence Stars in the IC 348 Cluster
我们提出了75个新的恒星旋转周期的年轻集群IC 348。估计质量小于0.25 Mo的恒星呈现单峰分布，峰值在P ~1-2 d）处，尾部是旋转较慢的恒星，而估计质量大于0.2 Mo的恒星呈现双峰分布，峰值在~2和~8 d处。我们结合所有已发表的旋转周期在IC 348与斯皮策/IRAC测光，以测试磁盘制动范例。我们没有发现任何证据表明，在低质量的恒星或高质量的恒星的长周期峰值的慢旋转的尾巴优先填充的对象与磁盘可能是预期的基础上，目前的磁盘制动模型。此外，我们发现没有显着的相关性期间和幅度的IR过剩，无论考虑的质量范围。我们的研究结果不支持一个强大的相关性，在这个集群之间的旋转周期和存在的磁盘所预测的磁盘制动理论。相反，他们是一致的建议，周期和振幅之间的相关性的（I-K）在过去的报告是一个次要的表现近红外过剩的振幅和质量之间的相关性。最后，我们发现一些迹象表明，盘的分数显着减少的恒星与非常短的周期（P < 1.5 d）。这是我们样本中唯一可能被解释为盘式制动证据的特征。有人提出，盘制动的观测特征可能会被初始周期分布的固有宽度显著掩盖。我们认为，更严格的角动量演化模型和定量分析的观测数据之前，磁盘制动模型可以被视为与观测不一致。
2006-07-07 astro-ph
Structure and evolution of low-mass W UMa type systems -- II. with angular momentum loss
在前一篇文章中，我们用Eggleton的演化程序讨论了没有角动量损失（AML）的低质量WUMa型接触双星的结构和演化。该模型表现出循环行为的边缘接触状态的热时标。每个周期的一部分时间是在接触中度过的，一部分是在半分离状态中度过的。根据观察，WUMa系统遭受AML。本文提出了由引力波辐射（GR）或磁星风（MSW）引起的具有AML的低质量接触双星模型。我们发现引力辐射不能阻止WUMa系统的循环演化，引力辐射对接触双星演化的循环行为的影响几乎可以忽略。我们还发现，W UMa系统最可能的AML机制是磁制动，并且磁制动效应可以增加循环演化的周期，并缩短在不良热接触状态下花费的时间的分数。如果WUMa星不经历周期演化，并且它们的角动量损失是由两个分量的MSW同时引起的，我们发现参数$λ$的值应该取一个比单星观测值大的值。这表明，在W UMa系统的AML效率可能会降低，因为在W UMa系统中的组件的对流信封中包含的质量较少的非接触星相比。如果WUMa系统以恒定速率失去角动量。$\frac{{\rm dln}J}{{\rm d}t}\approx 1.6\times 10^{-9} {\rm yr^{-1}}$的角动量率可以防止模型的循环行为，并且模型可以以基本恒定的接触深度保持良好的接触。
2004-12-03 astro-ph
Stellar spindown: From the ONC to the Sun
自转是恒星演化的一个关键参数。从100万年（ONC的年龄）到4.5 Gyr（太阳的年龄），类太阳恒星会失去大约1-2个数量级的特定角动量。这种旋转制动的主要因素被认为是恒星与磁盘的相互作用和磁力驱动的恒星风。在过去的十年里，探测恒星自旋下降的观测基础已经有了很大的改善。在探索旋转制动的潜在物理原因方面取得了重大进展。参数化模型结合的影响，星盘相互作用，风，和前主序星收缩能够再现的主要特征的旋转数据的恒星跨越3个数量级以上的年龄。这使我们能够根据自转速率来限制恒星的年龄（“陀螺年代学”）。未来工作的一个主要挑战是将这种类型的分析扩展到亚恒星质量范围，其中旋转数据库仍然稀疏。需要更多的理论和观测工作来探索制动过程的物理学，旨在从第一原理解释旋转演化。在这篇关于Cool Stars 15的评论中，我将总结该领域的现状和最近的发展。
2008-10-07 astro-ph
Vortex solitons - Mass, Energy and Angular momentum bunching in relativistic electron-positron plasmas
结果表明，大振幅电磁波与热电子-正电子（e-p）等离子体（宇宙的主要组成部分，在兆电子伏时代）的相互作用，导致在稳定的，长寿命的结构中的质量，能量和角动量的聚束。因此，兆电子伏时代的电磁学可以为观测到的宇宙大尺度结构提供一条可能的途径。
2000-08-15 astro-ph
Accretion-powered Stellar Winds as a Solution to the Stellar Angular Momentum Problem
我们比较提取的风从前主序星的角动量所产生的扭矩之间的相互作用的恒星和开普勒吸积盘。我们发现，风可以单独抵消自旋扭矩从质量吸积，解决了为什么吸积前主序星被观察到以小于10%的分裂速度旋转的奥秘，只要在恒星风的质量流出率是吸积率的10%。我们认为，这种巨大的风将由吸积功率的一部分$ε$驱动。对于经典金牛座T星的观测约束典型参数，$ε$需要在几个和几十个百分点之间。在这种情况下，恒星的有效制动将与吸积同时终止，这通常被认为可以解释年轻星团中恒星的旋转速度。
2005-10-03 astro-ph
MHD Simulations of Disk-Magnetized Star Interactions in Quiescent Regime: Funnel Flows and Angular Momentum Transport
利用磁流体动力学（MHD）模拟研究了具有排列偶极矩的旋转磁化星的吸积盘。静止的初始条件，以避免早期研究中看到的快速初始演变。对不同的恒星磁矩和自转速率进行了一组模拟。模拟结果表明，磁盘结构显着改变indea半径r_{br}磁制动是显着的。在这个区域，圆盘是强不均匀的。物质的径向吸积随着接近强磁场区域而减慢，并且在磁层半径r_m处形成致密的环和漏斗流，在那里磁压等于物质的总的动压加热压。
2002-09-20 astro-ph
The Evolution of Cool Algols
我们应用一个模型的发电机驱动的质量损失，磁制动和潮汐摩擦的恒星冷对流信封的演变，特别是我们将其应用到双星的磁制动和潮汐摩擦的组合可以导致角动量损失从{ \it轨道}。对于目前，我们考虑的简化，只有一个组件的二进制是受这些非保守的影响，但我们强调，在某些情况下，需要允许这种影响在{ \it都}组件。该模型适用于（一）太阳，（二）由Dra二进制，（三）上午二进制，（四）RS CVn二进制，（五）Algols，（六）后Algols的例子。关于这些系统中的一些问题似乎在我们的模型中找到了自然的解释。有迹象表明，在我们的模型中的一些系数可能会从系统到系统的2倍左右的变化，这可能是发电机活动的混沌性质的结果。
2002-09-11 astro-ph
Differential rotation decay in the radiative envelopes of CP stars
光谱类别A和B的恒星几乎完全是辐射性的。CP星是这些恒星的一个缓慢旋转的子群。它们可能在金牛座T阶段拥有长寿的吸积盘。圆盘和恒星的磁耦合导致恒星表面的旋转制动。微观粘度非常小，不会降低恒星核心的旋转速率。我们研究的问题是否磁旋转不稳定性可以提供湍流角动量输运。我们照亮的问题是否存在于CP星的差异旋转。对厚壳层恒星进行了MHD数值模拟。初始微分转动定律受磁场的影响。这种结构确实会引起磁旋转不稳定性。出现的流和磁场有效地向外传输角动量。弱依赖于磁普朗特数（~0.01的恒星）被发现从模拟。由于差旋衰减的时间尺度估计为10^7-10^8年，与A星的寿命相当，我们发现在许多CP星中，核心的制动是一个持续的过程。CP星表面自转随年龄的演化将是一个观测挑战，对验证模拟结果具有重要价值。
2002-07-05 astro-ph
