On the Coupling between Helium Settling and Rotation-Induced Mixing in Stellar Radiative Zones: I- Analytical Approach
在存在旋转诱导混合的情况下，元素扩散仍然发生在恒星辐射区，尽管速度比恒星气体完全稳定的情况要慢。因此，氦沉降导致垂直$\displaystyle μ$ -梯度，其由于纬向环流而转变为水平波动。迄今为止，在计算恒星表面丰度变化时，这一过程对旋转诱导混合的反馈效应被忽略或人为地减小。在这里，我们分析其后果，并得出一个近似的解析解在一个准平稳的情况下。我们还讨论了影响纬向环流速度的各种物理效应的相对重要性。在第二篇论文（Théado和Vauclair 2002 a），我们将提出一个完整的二维数值模拟这一过程，而第三篇论文（Théado和Vauclair 2002 b）将致力于特殊的应用程序，以流行I星。
2003-01-13 astro-ph
How Accurately Can We Calculate the Depth of the Solar Convective Zone?
我们评估的对数导数的太阳对流区的深度相对于辐射不透明度的对数。我们用这个表达式表明，为了计算太阳对流带深度达到日震测量的精度，必须知道太阳对流带（CZ）底部附近的辐射不透明度（R（CZ）=（0.713 +-0.001）R（Sun）），其精度必须达到± 1%。在Bahcall-Pinsonneault（2004）太阳模型中，如果要引用不透明度误差来调和最近的太阳重丰度测定与日震测量R（CZ），那么从OPAL表获得的CZ底部附近的辐射不透明度必须增加约21%。我们发现，对流区底部附近的辐射不透明度敏感地依赖于假定的重元素质量分数，Z。Z测量值的不确定性目前是我们计算CZ深度能力的限制因素。使用现有OPAL表的不同最先进的插值方案产生的不透明度值相差4%。我们描述了更精细的网格间距，这是必要的插值辐射不透明度为1%。状态方程的不确定性对对流区深度的计算没有显著影响。
2004-06-17 astro-ph
Diamagnetic pumping near the base of a stellar convection zone
导电流体中的非均匀湍流将大尺度磁场沿湍流强度减小的方向排出，这一性质对恒星对流区底部附近的磁场动力学具有重要意义。向下的反磁泵限制了辐射核中的化石内部磁场，使得场的几何形状适合于形成太阳速跃层。对于太阳年龄的恒星，只有当对流区的湍流磁扩散率与辐射区的（微观或湍流）扩散率之比大于10^5时，抗磁约束才是有效的。年轻恒星的禁闭需要更大的扩散率比。因此，对年轻太阳型恒星持续磁场结构的观测可以为恒星内部不存在近红外线和辐射核中湍流水平提供证据。
2008-02-18 astro-ph
On the Coupling between Helium Settling and Rotation-Induced Mixing in Stellar Radiative Zones: II- Application to light elements in population I main-sequence stars
在本系列的前两篇论文中，我们讨论了由于氦沉降对旋转诱导混合的影响而引起的$μ$梯度的重要性，首先是用近似解析的方法，其次是用二维数值模拟。我们发现，对于慢旋转的低质量恒星，在对流区之下可能发生一个"蠕动麻痹”过程，其中环流和扩散几乎被冻结。在这里，我们将这一理论的情况下，锂和铍在星系团，特别是毕宿星团。我们考虑到旋转制动与旋转速度调整到目前的观察。我们发现，在“锂浸”的热侧出现了两个不同的对流环流圈，而“蠕动麻痹”过程不是直接发生在对流区之下，而是发生在辐射区的更深处，即第二个环流圈的to p处。因此，两个电池断开，这可能是锂在下降的这一侧随着有效温度增加的基本原因。在冷的一面，只有一个循环细胞，在毕宿星团的年龄，瘫痪还没有结束;同样的模型很好地解释了铍和锂的观测结果。
2003-01-13 astro-ph
Differential rotation and meridional flow in the solar convection zone and beneath
在微分旋转理论的基础上，讨论了基本旋转对各向异性非均匀湍流的影响。一个改进的表示为原来的湍流导致一个$\Lam$效果，符合三维数值模拟的结果。由此产生的自转规律和纬向流与地面观测（$\partial\Om/\partial r<0$和朝向两极的纬向流）和日震学的发现都很吻合。计算得到的对流区底部向赤道方向的流动幅值约为10 m/s，对太阳发电机的研究具有重要意义。对流渗透到辐射区的深度与$ν^{0.5}_\mathrm{core}$成比例，其中$ν_\mathrm{core}$是对流区下方的粘度。如果速跃层是层状的，则穿透非常小。
2005-06-10 astro-ph
On the solar rotation rate in the upper convection zone
我们目前的结果旋转速率的变化，在对流层上部使用的数据从龚和MDI/SOHO涵盖了四年多的时间。我们发现，前几个奇数阶分裂系数随太阳活动周期系统地变化。用解析方法计算出的太阳表面附近的自转速率与反演技术的结果吻合得很好。外层的剩余自转速率似乎与太阳活动有关。
2001-03-12 astro-ph
Radiative Habitable Zones in Martian Polar Environments
具有生物破坏性的太阳紫外线（UV）辐射（以DNA加权剂量量化）以极高的水平到达火星表面。为了在火星上寻找潜在的可居住的紫外线保护环境，我们考虑了极地冰盖，包括季节性变化的CO2冰盖和永久的H2O冰层。据发现，虽然二氧化碳冰本身是不足以屏蔽紫外线辐射，在1米深处的常年H2O冰的DNA加权剂量减少到陆地水平。这一深度强烈地依赖于H2O冰层（例如雪层）的光学性质。利用类地DNA加权剂量和光合有效辐射（PAR）要求确定了南北两极辐射宜居带（RHZ）的上下限，并进行了时空制图。根据这些研究，我们得出结论，光合生命可能在极地地区的冰层。火星极地的春季和夏季，H2=冰状层的厚度在1.5米到2.4米之间，雪状覆盖层的厚度在几厘米之间。这些类似火星地球的辐射宜居环境可能是未来火星天体生物学任务的主要目标。应特别注意行星保护，因为极地RHZ也可能受到探测器的陆地污染。
2005-07-13 astro-ph
Bounds on the Magnetic Fields in the Radiative Zone of the Sun
我们讨论的磁场的强度上的界限，可以埋在太阳的辐射区。计算了所有寿命超过太阳年龄的轴对称环形欧姆衰减本征模的场分布和衰减时间。对太阳扁率的测量结果表明，磁场强度的范围小于~ 7 MG。一个可比的约束，预计来自分裂的太阳振荡频率的分析。双扩散不稳定性的理论分析也得到了类似的界限。因此，在目前的灵敏度水平上，扁率测量预计不能测量环向场的贡献。
2002-11-16 astro-ph hep-ph
Cornering Solar Radiative-Zone Fluctuations with KamLAND and SNO Salt
我们更新了最好的限制波动的太阳介质深处的太阳辐射带，包括新的SNO盐太阳中微子测量。我们发现，这些新的测量现在是足够精确的中微子振荡参数可以推断独立的任何假设的波动性质。对波动的约束也得到了改善，在几百公里范围内的相关长度的99%置信水平下，5%的振幅现在被排除在外。因为它们对很短的相关长度很敏感，所以这些太阳中微子的结果与来自日震学的限制是互补的。
2003-10-31 astro-ph hep-ph
Radiative zone solar magnetic fields and g-modes
我们考虑一个广义模型的地震波传播，考虑到在太阳的中心磁场的影响。我们使用一维磁流体动力学（MHD）图像确定了微扰磁场极限下的g模谱。我们发现，中心磁场约600-800千克可以取代纯g-模式频率约1%，暗示的GOLF观测的日震解释。
2006-07-04 astro-ph hep-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
Gravity Waves in the Sun
本文对太阳中的穿透对流和重力波激发进行了数值模拟。重力波是由覆盖在辐射内部的对流区自洽地产生的。我们产生的功率谱重力波在辐射区以及对流区以下的重力波的能量通量的估计。我们计算的峰值能量通量在对流区以下的波是三个数量级小于以前的估计为m=1。模拟结果表明，线性色散关系是一个很好的近似只有在对流辐射边界以下深处。低频传播的重力波以及更高频率的驻模产生，虽然我们发现，对流不连续驱动的g-模式的频率。
2005-08-25 astro-ph
Turbulent Compressible Convection with Rotation - Penetration above a Convection Zone
通过求解三维Naviér-Stokes方程，对星型对流区中的湍流可压缩对流进行了大涡模拟。我们通过改变旋转速率（{ \boldmath $\rmΩ$ }）、旋转矢量的倾角（$θ$）和上稳定层的相对稳定度（$S$）来估计穿透到恒星型对流区上方稳定层的程度。计算域是一个矩形框中的f-平面配置，并被划分为两个区域的不稳定和稳定的分层与对流不稳定层之上放置的稳定层。计算了几种模型，并通过确定时均动能通量在上稳定层中第一个零点的位置来估计对流区上方稳定层的穿透距离。所有模型中的垂直网格间距是不均匀的，并且在上部区域较小，以便在感兴趣区域中更好地解决流动。我们发现，当旋转矢量与垂直轴对齐时，穿透距离随着旋转速率的增加而增加。但随着上稳定层稳定性的增加，上侵彻距离减小。由于我们无法为所有模型提供更高分辨率的计算，因此我们计算了一些模型，以查看增加分辨率对向上穿透的影响。此外，我们估计了恒星对流核向上对流渗透的上限。
2008-02-13 astro-ph
The Effects of Rotation on the Evolution of Rising Omega-loops in a Stratified Model Convection Zone
我们提出了三维磁流体模拟浮力磁通量管，通过一个分层模型对流区在太阳旋转的存在。在滞弹性近似下求解了磁流体动力学方程组，并利用所得结果确定了太阳自转对Ω环动力学演化的影响。我们发现，科里奥利力显着抑制在环的顶点在其上升过程中向光球的碎片化程度。如果管的初始轴向场强度减小，则在不存在由于对流运动引起的力的情况下，顶点碎裂的程度也减小。我们表明，科里奥利力减慢了管的上升，并诱导一个逆行流动的磁化和未磁化的等离子体的一个新兴的活动区域。从观测上，我们预测，这种流动似乎将起源于领先的极性，并将终止于尾随极性。
2000-08-30 astro-ph
Magnetic field confinement by meridional flow and the solar tachocline
我们表明，MHD理论，解释了太阳的速度跃层的磁场的影响，可以与化石场在太阳内部的衰变模式，如果对流区的对流稍微穿透下面的辐射区。约10 m/s的向赤道流动穿透到对流区以下1000 km的最大深度，能够在速跃层区域产生几乎水平的场线，使得内部场几乎完全局限于辐射区。差异太阳自转理论确实提供了约10 m/s的纬向流和< 1000 km的渗透深度，其粘度值是稳定速跃层的特征。
2006-03-16 astro-ph
On the rotational evolution of solar- and late-type stars, its magnetic origins, and the possibility of stellar gyrochronology
我们提出了一个简单的解释太阳和晚型恒星的旋转周期数据。疏散星团和Mt.威尔逊恒星观测表明，旋转恒星主要位于两个序列上，最初称为I和C。一些恒星位于中间的空隙中。这些序列，以及每个序列上恒星的分数随着星系团年龄的变化而系统地演变，使我们能够构建粗糙的旋转等时线，从而允许“恒星陀螺年代学”，这是一种经过改进的程序，可能会产生个别场恒星的年龄。序列的年龄和颜色依赖性允许识别潜在的机制，这似乎主要是磁性。大多数的太阳型和晚型恒星都拥有一个主导的类太阳磁场，或称界面磁场，它将对流层与恒星的辐射内部和恒星的外部连接起来，在恒星的外部，风可以消耗角动量。这些恒星像斯库曼尼奇一样旋转。年轻的G星、K星和M星中年龄逐渐减小的一部分，是快速旋转的恒星，只拥有一个对流场，它不仅不能有效地消耗角动量，而且不能将表面对流区耦合到内部辐射区，因此只有外部区域在指数时间尺度上向下旋转。这些恒星还没有大型发电机。与发电机相关的大尺度磁场，显然是由解耦的辐射区和对流区之间的剪切产生的，（重新）耦合对流区和辐射区，并驱动恒星从对流序列到界面序列，通过时间尺度上的间隙，随着恒星质量的减少而增加。（此处摘要被截断。）
2003-03-28 astro-ph
Dynamics of the solar tachocline II: the stratified case
我们提出了一个详细的数值研究的Gough & McIntyre模型的太阳速跃层。该模型解释了在大部分辐射区中观察到的旋转分布的均匀性，该均匀性是由对流区内产生的流动在速跃层下方限制的大规模原始磁场的存在引起的。我们属性的失败，以前的数值模拟尝试再现甚至定性高夫和麦金太尔的想法使用边界条件，不适当的辐射-对流界面的模型。我们强调的关键作用，从对流区下降流限制假设的内部领域。我们仔细选择在模拟中使用的参数范围，以保证一个忠实的表示层次的预期lengthscales。然后，我们提出，第一次，一个完全非线性和自洽的数值解的Gough & McIntyre模型，定性地满足以下一组观测约束：（一）从日震学上看，速跃层以下（包括极地地区）大规模差异旋转的淬灭;（二）大尺度-根据观测到的轻元素丰度的要求和日震声速数据的建议，
2008-06-16 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
The Sun's acoustic asphericity and magnetic fields in the solar convection zone
观测到的太阳振荡频率分裂可以用来分离太阳内部自转的影响，并估计太阳内部大尺度磁场或任何与纬度相关的热扰动的贡献。由太阳内部自转率估算的表面畸变与观测到的太阳表面扁率吻合得很好。在从旋转中减去估计的贡献之后，在偶分裂系数中存在一些残余信号，这可以通过位于表面以下30000 km深度处的大约20 kG强度的磁场或等效的非球面热扰动来解释。300公斤的上限是来自对流区的底部附近的环形场。
2000-05-31 astro-ph
Dynamical variations of the differential rotation in the solar convection zone
最近对日震观测的分析似乎表明，存在着两种与太阳对流带动力学有关的新现象。首先，目前存在的扭转振荡的周期约为11年，其中渗透到太阳对流区显着，其次，振荡制度存在附近的对流，这是显着不同的顶部附近观察到的，有显着减少的周期或非周期性的底部。最近，时空碎片/分叉已被提出作为一种可能的动力学机制，以解释在太阳对流区的不同部分观察到的多模行为。这种情况下的证据是在一个轴对称的平均场发电机模型在一个球壳，半开放的外边界条件和零阶角速度的MDI数据的反演，其中唯一的非线性是洛伦兹力的发电机产生的磁场对太阳角速度的作用。在这里，我们做了一个详细的研究，这个模型的鲁棒性方面的合理变化，其主要成分，包括变化的α和eta配置文件，以及列入一个非线性α淬火。我们发现，时空碎片是存在于这个模型中的旋转数据的不同选择和模型的细节是不同的。两者合计，这些结果提供了强有力的支持的想法，时空碎片很可能发生在一般发电机设置。
2000-12-06 astro-ph
Solar differential rotation and meridional flow: The role of a subadiabatic tachocline for the Taylor-Proudman balance
我们提出了一个简单的模型，太阳差旋转和纬向环流的基础上平均场参数化的雷诺应力驱动的差旋转。我们包括次绝热部分的速跃层，并表明，这与湍流的对流区和过冲区域内的热传导率，提供了关键的物理打破泰勒-普劳德曼约束，这决定了差分旋转与等高线平行的旋转轴的情况下的等熵分层。我们表明，差分旋转的轮廓线倾斜10 - 30度的旋转轴是一个强大的结果的模型，这不依赖于雷诺应力和假设的粘度的细节，只要雷诺应力向赤道输送角动量。相对于假设的雷诺应力的细节，对流流动更敏感，但对流区底部的赤道方向和对流区上半部分的极方向的流动单元是优选的流动模式。
2006-04-21 astro-ph
Strong latitudinal shear in the shallow convection zone of a rapidly rotating A-star
我们用高分辨光谱法计算了V102星在疏散星团IC 4665区的平均增宽轮廓。在投影赤道自转速度vsini =（105 +-12）km/s时，我们发现了与经典自转的强烈偏离。我们讨论了几种情况下，最合理的是强烈的差异旋转的纬度方向。对于这种情况，我们发现角速度的差值Δ Ω = 3.6 +-0.8 rad/d（Δ Ω/Ω = 0.42 +-0.09）。从Halalpha线，我们得出了光谱类型A9和支持光度测量分类IC 4665 V102作为非成员的IC 4665。在如此早期的光谱类型，这是迄今为止观察到的最强的差分旋转情况。IC 4665 V102与三颗类似的恒星似乎形成了一类新的天体，它们在非常浅的对流包层中表现出极端的纬向切变。
2004-12-09 astro-ph
Magneto-Rotational Transport in the Early Sun
角动量传输必须发生在太阳的辐射区，以解释其目前的固体旋转。我们调查的稳定性早期太阳的辐射区扩散旋转不稳定性，为各种合理的过去的配置。我们发现，（快速旋转）早期的太阳容易旋转不稳定性，即使只有弱水平的径向差分旋转，而目前的太阳不是。稳定域由动力学和扩散时间尺度之间的近似平衡确定，允许推广到其他恒星环境。取决于存在的弱磁场的强度和几何形状，增长最快的不稳定模式本质上可以是流体动力学或磁流体动力学（MHD）。我们的研究结果表明，扩散MHD模式可能是更有效地传输角动量比他们的流体动力学（“Goldreich-Schubert-Schuberke”）的同行，因为磁张力所需的最小空间尺度是不稳定的限制，否则非常小的规模有利于双扩散不稳定性。因此，扩散磁旋转不稳定性是早期太阳辐射区角动量输运的有吸引力的候选者。
2006-06-14 astro-ph
Solar surface emerging flux regions: a comparative study of radiative MHD modeling and Hinode SOT observations
我们提出的结果，从数值模拟的新兴通量区域的太阳表面。通过三维辐射MHD模拟浮磁通量管通过对流区和光球的上升进行建模。由于对流区的强烈分层，上升导致管横向膨胀成磁性片，其作为在颗粒化规模的小规模通量出现事件的水库。向下的对流和上升的磁通量的相互作用使其波动，形成蜿蜒的磁力线进入光球层。观测的特点，包括新兴的通量区域的模式，取消表面通量和相关的高速下行流，对流崩溃的光球通量管，外观的异常变暗，形成亮点和可能存在的瞬态千高斯水平场的范围内讨论的新观测日出太阳光学望远镜。新兴的通量区域的当地日震学的影响进行了讨论。
2008-10-31 astro-ph
Scandium: A key element for understanding Am stars
{ \rm上下文。}原子扩散被认为是导致在AmFm恒星中观察到的丰度异常的原因。然而，详细的程序还没有很好地确定。例如，目前设想了扩散理论的两种可能的情景。它们的区别主要在于丰度异常产生的深度。第一种情况预测，丰度在恒星的表面区域发生了变化，就在氢对流区的下面。第二种情况预测，一个更深的扩展的混合区存在由于Fe积累在氢对流区以下的区域中引起的对流。{ \rm目标。}我们计算了比以前更准确的Sc辐射加速度，以更好地理解观察到的这种元素的丰度异常。我们认为，它是一个关键的元素，用来作为一个诊断工具，了解AmFm星。{ \rmMethods .}用于获得这些辐射加速度的方法是基于从所谓的SVP参数方法的参数的插值。{ \rm结果。}辐射加速度，在这里显示在一个典型的上午恒星模型，讨论了所观察到的异常的Ca和Sc。我们的研究结果表明，更深的混合方案是不完全令人满意的：混合区应该比最近的模型所预测的更深占观察到的Sc丰度不足。我们的结果似乎更符合丰度异常是在表层区域产生的情况。然而，只有详细的演化模型与质量损失和扩散的所有重要的物种，包括钙和钪，准确的辐射加速度，将能够提供更多的洞察这些异常的来源发生在AmFm恒星。
2007-11-05 astro-ph
Comparative Analysis of GALLEX-GNO Solar Neutrino Data and SOHO/MDI Helioseismology Data; Further Evidence for Rotational Modulation of the Solar Neutrino Flux
我们进行了比较分析的GALLEX-GNO太阳中微子数据和估计的太阳内自转速率来自MDI日震实验的SOHO航天器。我们引入了一个统计，我们评估作为半径和纬度的函数，这是一个衡量的中微子流量和会合太阳旋转速率在该半径和纬度的振荡的“共振”的程度。这一统计数据的地图表明，可能的位置是在赤道附近的对流区深处。我们还研究了积分的对流区的赤道部分，这个统计。这提供了一个测量的可能性，太阳中微子通量的变化，如测量的GALLEX-GNO数据，有其起源在赤道部分的对流区。我们应用随机测试，在运行之间随机重新分配测量值，以估计从实际数据计算的统计值的显著性。该检验意味着结果在0.2%水平下具有显著性。为了比较，当我们对辐射区重复这种分析时，我们发现积分共振统计并不显著。这些结果支持了早期的太阳中微子通量旋转调制的证据。
2001-03-10 astro-ph
The dynamics of a fully radiative rapidly rotating star
干涉测量和星震学的最新结果要求越来越精确的快速旋转恒星模型。我们描述的基本结构和流体动力学的一个完全辐射的恒星作为一个初步的一步，更现实的模型旋转的恒星。我们考虑一个封闭在球形容器中的太阳质量的理想气体。气体是自引力和旋转的，是核加热的所在地，热扩散是由于辐射扩散与克莱默斯型不透明度。方程数值求解的频谱方法在二维径向高斯-洛巴托网格和球谐函数。我们计算了这样一颗恒星的离心扁平结构：冯蔡佩尔模型，它说，能量通量是成比例的本地有效重力进行了测试。我们发现，它高估了近2倍的极地赤道能量通量的比率。我们还确定了Brunt-Vaisala的频率分布，并表明，在辐射区的赤道外区域对流不稳定时，旋转是足够快的。我们计算的差分旋转和纬向环流所产生的恒星的斜压性，并表明，在这样的辐射区，赤道地区旋转速度比极地。表面的差异旋转也显示，以达到一个普遍的配置文件时，旋转是足够慢（小于36%的分裂之一），只要粘度和普朗特数保持小。
2007-05-24 astro-ph
Rotation profiles of solar-like stars with magnetic fields
本工作的目的是研究类太阳恒星在磁场作用下的自转轮廓。导出了磁角动量输运的扩散系数。计算了在该系数影响下不同质量的旋转恒星模型。然后从理论恒星模型中得到自转轮廓。仅考虑流体动力学不稳定性的太阳模型的总角动量约为太阳年龄时的13倍，且不能再现辐射区的准固体转动。然而，在辐射区，有磁场的太阳模型不仅能再现几乎均匀的自转，而且其总角动量与日震结果在太阳年龄3 $σ$水平上是一致的。具有磁场的类太阳恒星的自转在辐射区几乎是均匀的。但在1.2 - 1.5 $M_{\odot}$模型的对流核与辐射区之间存在明显的角速度过渡区，角速度径向变化剧烈，这与太阳和大质量恒星在磁场作用下的自转剖面不同。过渡区的角速度随年龄和质量的增加而增大。
2008-12-23 astro-ph
Magnetic confinement of the solar tachocline
我们研究太阳速跃层的物理和相关的MHD不稳定性。我们进行了3-D MHD模拟的太阳辐射内部检查是否化石磁场是能够防止速跃层的传播。从一个纯粹的极向磁场和纬向剪切意味着在辐射区的顶部的对流区施加，我们已经研究了磁场，旋转和剪切之间的相互作用，使用频谱代码ASH大规模并行超级计算机。在我们探索的所有情况下，化石场向外扩散，最终与对流区连接，然后根据费拉罗等旋定律，在40度以上的纬度上，对流区的差异旋转在整个辐射内部留下印记。在闭合磁力线内的低纬度区域，自转保持均匀。我们发现，纬向流不能阻止差旋的向内发展。此外，我们观察到的非轴对称磁流体动力学不稳定性的发展，首先由于初始极向配置的化石场，后来通过剪切极向场通过差分旋转产生的环向场。我们没有发现发电机行动，因为这样的辐射内部，因为平均极向场没有再生。但这种不稳定性在整个演化过程中持续存在，并随着平均极向场的变化而缓慢衰减。根据我们的数值模拟，一个化石磁场不能阻止速跃层的辐射扩展，因此它不能强制均匀旋转的辐射区。观察到的该层的薄度也不能作为这种内部化石磁场的证据。
2006-10-03 astro-ph
Radiative Torques on Interstellar Grains: I. Superthermal Spinup
不规则的尘埃颗粒在受到星际星光照射时会受到辐射力矩的影响。它示出了如何使用离散偶极子近似计算这些辐射扭矩。计算进行了一个不规则的晶粒几何形状，和三个不同的晶粒尺寸。结果表明，辐射力矩在星际尘埃粒子的自旋上升过程中起着重要的动力学作用，其结果可能超过尘埃粒子表面H_2生成的速率。由于星际颗粒上的辐射力矩是由整个颗粒的几何形状决定的，而不仅仅是颗粒表面的状态，因此由此产生的超热旋转预计是长期存在的。就其本身而言，长寿命的超热旋转将通过“戴维斯-格林斯坦”时间尺度上的正常顺磁耗散实现晶粒排列。然而，由星光背景的各向异性引起的辐射力矩可以直接作用于更短时间尺度上的晶粒排列，因此是星际晶粒排列过程的核心。辐射扭矩强烈依赖于晶粒尺寸，由a_eff（等体积球体的半径）测量。在扩散云中，对于aeff = 0.2 μ m的颗粒，辐射力矩占主导地位，而对于aeff <0.05 μ m的颗粒，辐射力矩相对不重要。这可能为观察到的漫射云中$a_eff>0.1微米的颗粒是对齐的，而a_eff < 0.05微米的颗粒几乎没有对齐提供了自然的解释。我们表明，辐射扭矩是无效的，在生产超高温旋转静止的暗云，但可以非常有效的恒星形成区域，如M17分子云。
1996-05-09 astro-ph
Angular momentum redistribution by waves in the Sun
我们计算了重力惯性阿尔文波的角动量输运，并表明，只要逆时针和逆行重力波被激发到大致相同的振幅，角动量沉积在太阳辐射内部的符号是这样的，导致任何现有的小径向梯度的旋转速度的对流区下面的指数增长。这导致在20年量级的时间尺度上在太阳辐射带顶部附近形成一个强的薄剪切层（厚度约为0.3%R_ \odot）。当穿过该层的差旋转幅度达到约0.1 μHz时，该层变得不稳定到剪切不稳定并经历混合，并且沉积在该层中的多余角动量返回到对流区。在该层中的强剪切产生环形磁场，当该层变得不稳定时，该环形磁场也沉积在对流区中。这可能会在地表开始一个新的磁活动周期。
1999-02-22 astro-ph
Transport and mixing in the radiation zones of rotating stars: I-Hydrodynamical processes
本文的目的是改进恒星辐射区旋转混合的模型化，通过热驱动的纬向环流和湍流产生的剪切差旋转的共同作用。湍流被假定为各向异性的，由于分层，在水平方向上比在垂直方向上具有更强的传输。与Zahn（1992）和Maeder & Zahn（1998）以前的处理方法的主要区别在于，我们在这里将偏离球对称的情况扩展到高阶，并明确地将纬度上的微分旋转包括到一阶。这使我们能够同时处理大部分辐射区及其速变带。此外，我们充分考虑到问题的非平稳性，这将使我们能够处理快速演变阶段。控制角动量、热和化学元素输运的偏微分方程组，以一种便于在恒星演化代码中实现的形式编写。这里故意忽略了磁场的影响;它将被包括在即将发表的论文中。
2004-06-18 astro-ph
Deeply penetrating banded zonal flows in the solar convection zone
日震观测发现，太阳表面以下的自转速率有微小的时间变化，这与表面多普勒测量所知的所谓“扭转振荡”相对应。这些看起来像是向赤道移动的慢于和快于平均旋转的带。在这里，我们建立，使用补充日震观测超过四年的GONG网络和SOHO上的MDI仪器，带状流动不仅仅是一个近地表现象：相反，它们向下延伸至少60 Mm（约8%的太阳总半径），因此在近200 Mm深度的太阳对流区的一个重要部分是明显的。
2000-03-08 astro-ph
Transport and mixing in the radiation zones of rotating stars II. Axisymmetric magnetic field
本文的目的是改善模拟的化学元素的混合，发生在恒星辐射区。除了在我们以前的论文中考虑的经典旋转混合，这是热驱动的双旋环流和由差分旋转剪切产生的湍流的联合作用的结果，我们在这里包括一个轴对称磁场的效果在一个自洽的方式。我们处理平流的领域的纬向环流，其欧姆扩散，并通过剪切差旋转的生产，其环形分量。假定洛伦兹力不超过离心力;它作用于斜压平衡，从而作用于纬向流，并对角动量的输送有很大影响。所有的变量和控制方程都在球面或球面矢量函数中展开到任意阶：这产生了一个在时间和径向坐标中的偏微分方程系统，可以在恒星结构代码中实现。
2005-06-06 astro-ph
A new solution to the solar neutrino deficit
我们重新研究了太阳中微子问题的跃迁磁矩解。我们认为，在超级神冈率的大的时间变化的情况下，提供了强有力的证据，对自旋风味翻转在太阳对流区。然而，自旋-味道翻转可能发生在辐射区的原始磁场中。我们计算出最长寿命的环形模式为这个领域，并表明自旋风味翻转的辐射区可以占所有可用的太阳能数据。
2002-12-04 astro-ph hep-ph
