磁化与非磁化恒星中的较差自转

通过在广泛的转动速率范围内并在变化的初始自转剖面下比较磁流体动力学 (MHD) 模型及其流体动力学 (HD) 对应模型，我们研究了磁场对恒星较差自转的影响。在全球壳几何结构中进行了旋转穿透对流的完全可压缩 MHD 模拟。我们探讨了较差自转在较快赤道（太阳型）与较慢赤道（反太阳型）之间转变的临界条件，重点关注“Rossby 数 (${\rm Ro}$)”和“对流 Rossby 数 (${\rm Ro}_{\rm conv}$)”。证实了在 ${\rm Ro}_{\rm conv}$ 依赖性视角下，MHD 模型中的转变更为平缓且其临界值高于 HD 模型。如早期研究所观察到的，自转剖面在 HD 模型中于转变附近表现出双稳态，而当允许磁场增长时，这种双稳态消失（除非以反太阳型解作为初始条件）。我们发现，无论是否存在迟滞效应，在 MHD 和 HD 模型中转变均发生在 ${\rm Ro} \simeq 1$ 处。在 ${\rm Ro}$ 依赖性视角下，不仅临界值，转变的急剧程度在两个模型之间也是相似的。发电机产生的磁场和/或迟滞效应对对流运动的影响反映在 ${\rm Ro}$ 中。这可能是转变在 ${\rm Ro}$ 依赖性视角下趋于统一的原因。最后，我们讨论了磁发电机活动的 ${\rm Ro}$ 依赖性，并强调了其与螺旋度剖面的可能联系。