恒星辐射区中的磁箍缩型不稳定性

如果太阳的较差自转层（tachocline）的旋转律中确实不存在cos^4θ项，则它被证明在流体动力学上对非轴对称扰动是稳定的。我们还证明，在Ruediger & Kitchatinov (1997)的磁理论中产生较差自转层的200高斯振幅的环向场对非轴对称MHD扰动是稳定的——但对于略慢于25天的旋转周期，它会变得不稳定。这种弱场的不稳定性源于恒星辐射区的高热扩散率（相对于磁扩散率）。然而，增长时间非常长（约为10^5个旋转周期）。通过化学混合的估算，我们发现为了解释观测到的太阳锂丰度，最大可能的场振幅约为500高斯。如此低场振幅的发电机应与太阳活动周期无关。通过对MHD泰勒-库埃特流的非线性模拟，表明对于旋转主导的磁不稳定性，产生的涡粘性仅与分子粘性相当。作为粘性与化学扩散之比的施密特数增长到约20的值。对于大多数恒星物理应用，磁主导的泰勒不稳定性将被恒星旋转所抑制。