恒星辐射区的磁力学网

恒星辐射区的旋转演化是一大古老谜题。我们认为，通过微观不确定性诱导的湍流过程传递的角动量尚不充分，因此提出“磁力学网” (magnetic webs) 在其中扮演关键角色。我们将磁力学网定义为稳定的磁力配置，这些配置通过其耦合质量壳层实现共转动。我们讨论了这些磁力学网对抗发生在恒星中的差异扭矩的抗性。磁力学网自然出现在曾经为对流区的辐射区中，这些区域保留着已熄灭 dynamo 记忆。例如，质量较大的红巨星 $M\gtrsim 1.3M_\odot$ 可能包含在主序星阶段中中心对流区退去时沉积的磁力学网。该网将氦核心与氢包层耦合，从而减少收缩核心的自旋-up。磁场及其导致的核心旋转速度减慢，均与 asteroseismic 观测结果一致，我们以质为 $1.6M_\odot$ 的恒星演化模型予以阐述。巨型恒星拥有更复杂的对流区模式，可能留下许多网格，通过这些网格将角动量向表面输送。高效的网格形成可能导致大多数巨型恒星在死亡时拥有磁化且自转速度较慢的核心。