星のコアのスピンを遅くする

太陽の自転周期が遅いのは何で？降着円盤の回転エネルギーはいずこへ？コアの自転で発生する回転磁界の誘導により回転エネルギーが外に輸送される？角運動量保存の法則の抜け道。以下、機械翻訳。
星のコアのスピンを遅くする
抽象
星の内部の角運動量（AM）の進化は、結果として得られる恒星の残骸の回転速度とともに、よくわかっていないままです。赤巨星の小惑星の測定は、それらのコアがそれらの表面よりはるかに速く回転するが、理論的に予測されるよりはるかに遅いことを明らかにします。
AMの輸送の彼らの放射の中心で作動する。これに動機づけられて、調べます
磁気Tayler不安定性とそれが乱流散逸時に飽和すると主張する
摂動磁場エネルギーの巻き取り。これは、より大きな磁場振幅、より効率的なＡＭ輸送をもたらす。
そして古典的なTayler-Spruitダイナモによって予測されたよりも小さい剪断力。我々が提供します
有効なAM拡散率のための処方箋とそれらを数値恒星模型に組み入れて、それらが大体（1）太陽のほぼ堅い回転と
主系列星、（2）水素中の低質量赤色巨星のコア回転速度
殻とヘリウムの燃焼、および（3）白色矮星の回転速度。我々は恒星回転進化、内部回転プロファイル、回転混合、
そしてコンパクトな物体のスピン。
キーワード：星：回転 - 星：進化 - 星：振動 - 星：磁気フィールド
図1. Tayler-Spruitダイナモによると、Taylerの不安定性を受けている恒星の中で働いている物理過程を示す図
Spruit 2002（上）と私たちのモデル（下）によって提案されたように。 黒い矢印は磁力線を表し、赤い矢印は流体を表します
動き。 オレンジ色のテキストは、Spruit 2002によって提案されたものとは異なる方法で私たちが主張するプロセスを説明しています。


図2. aの半径の関数としての重要な周波数
RGBのベースに1.2 M、4 Rモデル。 BruntVは周波数N、その構成成分はN、そして
熱拡散が重要な場合の実効値Neff（式4） また、角回転周波数φ、飽和Alfv周波数、および最小Alfv周波数をプロットします。
テイラー不安定性に必要な周波数 安定性長さスケールでの熱拡散周波数（式４３）。 そのようなインテリア全体にΠ陰邃ｦがあることに注意してください
テイラーの不安定性は急速に回転する体制で起こること。 φ液φ陰性であるため、熱的に極限に不安定性が生じる 拡散は重要です。


図3. 1.6 Mのメインシーケンス後の回転進化
ZAMS回転速度Pi = 2日で私たちを含む星 α= 1のAM輸送の処方箋を更新しました。
表面の回転速度（青い線）、および感知されたコアの回転速度 混合モードで（赤い線）。 コア回転速度も含みます
TSダイナモ用の事前処方を使用する（黒い線）。 私たちのAM輸送計画は赤に沿った観測と密接に一致する
巨大枝（Mosser et al。2012; Gehan et al。2018）、赤い塊（Mosser et al。2012; Deheuvels et al。2015）、そして白色矮星相（Hermes et al。2017）。