磁化星际吸积范式下太阳质量原星的自转衰减

星体自旋是刻画恒星本身及其行星系统的基本量之一。尽管如此，原星阶段和原主序星阶段的星体自旋衰减机制长期以来都是星体形成理论中的一个难题。为了实现自旋衰减，以往基于轴对称模型的常规磁化星际范式下，必须假设巨大的恒星风或产生高度时间可变的磁化星际抛射。然而，这一图景已受到数值模拟和观测的挑战。本文特别关注太阳质量恒星的涡子区(spin-down regime)，我们提出了一种新的自旋衰减图景，基于我们最近的三维(3D)磁磁流体力学模拟和恒星演化计算。我们展示，独特于3D模型的失败性磁化星际风显著降低了自旋增益吸积扭矩，使得恒星更容易自转衰减。此外，与磁化星际抛射相关的�幅随时间变化被3D效应所降低。我们的模拟表明，恒星通过产生由旋转恒星磁场驱动的锥形盘风来自转衰减。我们的理论估计灵感来自数值模型，表明锥形盘风可能在原星阶段提取恒星角动量方面起关键作用。由于磁化星际吸积预计发生在其他吸积天体中，如原型巨型行星，因此本研究也有助于理解此类天体的角动量。