The Effects of General Relativity on Core Collapse Supernovae
研究了广义相对论（GR）对核塌缩超新星临界激波再加热阶段流体动力学和中微子输运的影响。我们发现，与GR流体动力学计算的核心崩溃的结果在一个实质上更紧凑的核心结构的冲击，激波半径在停滞被减少了2倍。在大部分的演变过程中，激波后面的材料的流入速度也增加了2倍。我们已经开发了一个代码的广义相对论多群通量限制扩散（MGFLD）在静态时空和比较的稳态中微子分布选定的时间片后反弹模型与牛顿MGFLD计算。GR输运计算表明，预期减少中微子光度和均方根能量的红移和曲率效应。虽然GR对流体力学和中微子输运的影响似乎对激波复活起作用，但核心构型有足够的不同，除了使用牛顿流体力学和输运来模拟核心坍缩超新星是不现实的之外，还不能得出确切的结论。
1998-08-06 astro-ph
Protostellar collapse induced by compression. II: rotation and fragmentation
我们调查的数字和半解析的低质量，旋转星前核心的崩溃。最初，内核处于低旋转的近似平衡状态（热能与重力能的初始比率为$α_0 \simeq 0.5$，旋转能与重力能的初始比率为$β_0 = 0.02 {\rm to} 0.05$）。然后，它们受到外部压力的稳步增加。更快的压缩和更高的旋转（更大的$β_0$）促进了碎片化--在这个意义上说，形成了更多的原恒星。一般来说，大规模的坍缩是非同源的，并遵循论文I中描述的非旋转云的模式，即压缩波被驱动到云中，从而增加密度和流入速度。旋转的影响在中心变得很重要，在那里具有低角动量的物质形成了中心原恒星（CPP），而具有较高角动量的物质在CPP周围形成了吸积盘。更快的压缩驱动更强的压缩波，并将材料更快地输送到椎间盘的外部。
2003-11-10 astro-ph
Collapse and Fragmentation of Magnetized Cylindrical Clouds
利用磁流体动力学数值模拟研究了圆柱形细长云团的引力坍缩。在流体静力学位形的无限长云中，小扰动因引力不稳定性而增长。由线性扰动理论表明的最不稳定的模式甚至从白噪声中选择性地增长。生长速率与线性理论计算结果一致。首先，密度增强区域具有细长形状，即，长球形随着坍缩的进行，高密度碎片开始主要沿着对称轴收缩。最后，在非磁化云中形成球形核。相反，一个扁球状致密盘形成在云中的磁压力几乎等于热压力。圆盘的径向尺寸与r方向上的初始特征密度标度高度成正比。随着坍缩的进行，在快速收缩的圆盘内部形成缓慢收缩的致密部分（质量上约< 10%）。这与盘的其他部分分离，盘的流入速度随着到达核心的中心而加速。通过对金斯质量和磁临界质量的讨论，得出了圆柱形细长云中形成的碎片无法抵抗自引力而最终崩溃的结论。
1993-06-29 astro-ph
Molecular Cloud Evolution II. From cloud formation to the early stages of star formation in decaying conditions
我们研究的形成巨大的致密云复合体和恒星在其中的温和的超音速碰撞的气体流（“流入”）在温暖的中性介质（WNM）的SPH数值模拟。由此产生的压缩导致气体冷却和湍流的产生，形成一个云，然后成为自引力和经历全球崩溃。同时，湍流，非线性密度波动诱导快速，局部崩溃事件。模拟结果表明：（1）云并不处于平衡状态。相反，它们经历了世俗的进化。最初，它们的质量和引力能|Eg|稳定增加，而湍流能量Ek达到一个平台。b）当|Eg|变得与Ek相当时，全局坍缩开始，导致两者同时增加，从而维持接近均分的条件|Eg| ~ 2 Ek。c）较长的入流持续时间通过在较长时间内维持云中较高的湍流速度分散来延迟全局和局部崩溃的开始。d）恒星形成速率从一开始就很大，没有任何缓慢和加速恒星形成的时期。e）局部恒星形成团块的柱密度与分子形成所需的柱密度非常相似，这表明局部分子气体和恒星形成几乎同时发生。这里讨论的MC形成机制自然地解释了MC的明显的“男性化”状态和它们周围普遍存在的HI晕。在他们的假设中，我们的模拟支持MC形成后快速恒星形成的场景，尽管长时间（>~ 1500万年）的积累期确实存在，在此期间云建立了它们的引力能，并且预计将在原子阶段花费。
2007-01-22 astro-ph
Spherical collapse with dark energy
我讨论了Maor和Lahav [1]的工作，其中回顾了将暗能量纳入球形坍缩形式主义。采用现象学的方法，我认为的后果- a）允许的暗能量集群，和，b）包括暗能量的维里化过程。这两个问题从根本上影响系统的最终状态。这些结果表明，真正的宇宙学常数和动态形式的暗能量之间存在潜在的差异。这个签名是独一无二的，因为它不依赖于暗能量的状态方程的值的测量。
2006-02-20 astro-ph
Gravitational collapse of magnetized clouds. I. Ideal MHD accretion flow
本文研究了理想磁流体力学（MHD）体系中等温磁化旋转云的自相似坍缩。在距离吸积原恒星很小的范围内，我们找到了一个解析解，它对应于自由落体到中心质点上。密度分布不是球对称的，而是取决于磁场线的质量负载，这可以通过将我们的内部解与Allen，Shu和Li先前计算的外部塌缩解相匹配来获得。在场冻结下，由中心质点捕获的磁场的集中，独立于起始状态的细节，产生分裂的磁场配置，其中磁场强度随着距中心的距离的平方的倒数而增加。在这样的条件下，流入最终成为subalfvenic和向外转移的角动量的磁制动非常有效，从而防止形成一个离心支撑盘。相反，下落气体的方位角速度在中心处降低到零，气体螺旋进入恒星。因此，重要的动态磁场水平的消散是年轻恒星周围形成原行星盘的基本条件。
2006-04-27 astro-ph
General Relativistic Effects in the Core Collapse Supernova Mechanism
我们应用我们最近开发的代码球对称，完全广义相对论（GR）拉格朗日流体动力学和多群通量限制扩散中微子运输研究GR的流体动力学和运输过程中的崩溃，反弹，和核心崩溃超新星的临界冲击再加热阶段的影响。用GR与牛顿流体动力学计算的模型的比较表明，在GR极限下，从崩溃到反弹所需的时间略短，而且激波在后退之前在半径上传播得稍远。在激波半径的二次准静态上升之后，GR模拟中的激波半径比相应的牛顿模拟中的激波半径下降得快得多。在激波再加热阶段，用GR流体动力学计算的堆芯坍塌导致从中心到停滞激波的结构更加紧凑。激波后材料的流入速度也增加了。比较还表明，在冲击再加热阶段，从牛顿流体力学切换到GR流体力学时，任何中微子味的亮度和均方根能量都会增加，而从牛顿流体力学切换到GR流体力学时，任何中微子味的亮度和均方根能量都会减少。后者中微子光度和均方根能量的减少幅度小于从牛顿流体力学切换到GR流体力学时所产生的增加，结果是完全GR模拟比完全牛顿模拟的相同预坍缩模型给出更高的中微子光度和更硬的中微子光谱。
2001-01-23 astro-ph
Self-Similar Collapse of Nonrotating Magnetic Molecular Cloud Cores
我们得到了描述非旋转、等温、磁性分子云核的引力坍缩的自相似解。我们使用简化的假设，但明确包括感应方程，我们推导出的半解析解是第一个考虑双极扩散的影响后，形成一个中心质点。我们的研究结果表明，在原恒星的第一个形式，双极扩散导致磁通量去耦的中心周围的增长区域。解耦的磁力线保持近似静止，并驱动磁流体C激波以声速的几分之一（通常为每秒零点几公里）向外移动，在太阳质量恒星的主要吸积阶段结束时达到几千天文单位的距离。我们还表明，在没有场扩散率，收缩的核心不会引起冲击，如果是很可能的情况下，在点质量形成时，在原点附近的流入速度是非零的。虽然真实分子云核心的演化不会完全自相似，但我们的结果再现了详细的核心坍缩模拟中发现的主要定性特征（Ciolek & Konigl 1998）。
1998-04-10 astro-ph
Pathways to massive black holes and compact star clusters in pre-galactic dark matter haloes with virial temperatures > 10000K
对Tvir~10000 K的前星系DM晕中原子冷却驱动的气体坍缩的大动态范围数值模拟表明，在转动支撑开始之前，气体损失了90%以上的角动量。在这些晕的一小部分中，金属丰度低，紫外线辐射抑制了H_2冷却，因此条件非常有利于大质量黑洞的快速形成。根据金属富集的进展，外部和内部紫外辐射对H_2冷却的持续抑制以及捕获引力能释放产生的熵的能力，预计晕中心的气体将形成超大质量恒星，一个恒星质量的黑洞以超爱丁顿吸积速率吸积，或者一个紧凑的星团经历碰撞运行，远离中心的大质量恒星在这三种情况下，一个初始质量适中的大质量黑洞发现自己处于气体快速流入的中心，流入速率为~1 M太阳\yr。大质量黑洞将因此迅速增长到10^5到10^6太阳质量，直到进一步的流入停止，要么是由于恒星形成消耗气体，要么是由于不断增长的大质量黑洞不断增加的能量和动量反馈。以这种方式形成大质量种子黑洞的条件在T_vir~15000 K和V_vir~20 km \s的晕中是最有利的，其中质量较小的晕不允许通过原子冷却使气体坍缩，而质量较大的晕更容易碎裂。这应该会在银河系前晕中的大质量黑洞种子的早期种群的质谱上留下一个特征质量，这些黑洞种子后来将成长为银河系凸起中观测到的超大质量黑洞种群。
2008-10-15 astro-ph
Self-Gravitating Magnetically-Supported Protostellar Disks and the Formation of Substellar Companions
在标准的图片中，孤立的低质量恒星是由强磁化分子云凝聚而成的致密核心坍缩而形成的。动态坍缩的流入捕获了核心支撑所需的近一半的临界磁通量，并将其沉积在原恒星周围的一个小区域内。以前有人认为，沉积的通量可以减缓流入，使物质沿着磁力线堆积并沉降到一个磁支撑的拱星盘中。在这里，我们表明，磁盘通常包含恒星质量的$\sim 10%$，它可以成为自引力在合理的条件下，在快速吸积，“0类”阶段的恒星形成。随后，在磁扩散的驱动下，自引力磁亚临界盘的碎片可能会产生亚恒星质量的碎片，这些碎片会坍塌形成棕矮星和可能的大质量行星。这种情况预测亚恒星物体形成在距离中心恒星100天文单位的数量级，虽然轨道演化是可能的形成后。它可以解释为什么通过直接成像在附近恒星周围发现的褐矮星同伴数量很少，但数量不断增加。相对较大的形成距离使亚恒星伴星容易受到动力学喷射的影响，特别是在双（多）系统和密集星团中。那些被喷射出来的物质可能至少部分地解释了孤立的褐矮星，也许还有自由漂浮的行星质量物体。
2002-06-30 astro-ph
Observational signatures of an electromagnetic overcritical gravitational collapse
我们提出的光谱，时间和强度签名的电磁辐射发射过程中的恒星核心的引力坍缩的黑洞，在此期间，电磁场强度上升超过$e^+e^-$对创建的临界值的理论预测。这引力坍缩的最后阶段进行了研究，导致形成一个黑洞的亚临界电磁场，可能与零电荷，和一个传出的脉冲最初光学厚$e^+e^-$ -光子等离子体。这种脉冲在$10^2$ -$10^4$的洛伦兹伽马因子下达到透明。我们在发出的电磁信号中发现了一个清晰的特征，从软频谱漂移到硬频谱，在非常精确的时间尺度上，具有非常特定的强度调制。这些理论结果的理解短伽马射线暴的相关性进行了概述。
2004-10-08 astro-ph gr-qc hep-th
The Gravitational Wave Signature of Core-Collapse Supernovae
我们回顾了恒星核心坍缩和反弹后核心坍缩超新星演化中预期的引力波（GW）发射过程的系综。我们讨论了这些过程的建模的最新进展，并总结了最近的GW信号估计。此外，我们提出了新的结果GW发射反弹后对流翻转和质子中子星g-模式脉动的基础上轴对称辐射流体动力学计算。银河系核心坍缩超新星是非常罕见的事件，但在距离地球3-5 Mpc的范围内，其发生率在2年内跃升至1。使用目前可用的理论引力波形集，我们计算上限最佳信噪比的基础上，目前和先进的LIGO/GEO 600/VIRGO噪声曲线最近SN 2008 bk，爆炸在~3.9 Mpc。虽然最初的LIGO无法在这样的距离检测到核心坍塌事件发出的GW，但我们发现先进的LIGO级探测器可以对此类事件的GW发射强度施加显着的上限。我们研究了潜在的发生的各种GW的排放过程中，特别是超新星爆炸的情况下，并认为，GW的签名中微子驱动，磁旋转，和声驱动的核心崩溃SNe可能是相互排斥的。我们认为，即使是最初的LIGO可以区分这些爆炸机制的基础上检测（或未检测）的GW从银河系核心坍缩超新星。
2009-01-11 astro-ph gr-qc
Radial structure, inflow & central mass of stationary radiative galaxy clusters
我们分析了由多种相互渗透的流体组成的自引力球的径向结构，如X射线发射气体和星系团的暗晕。在这些双多方模型中，绝热的暗物质处于平衡状态，而气体则形成一个渐进的、平滑的、准静止的冷却流。两者都影响并响应集体引力场。我们发现，所有的亚音速，径向连续，稳定的解决方案需要一个非零的最小中心质点。对于具有7到10个有效自由度（F2）的Mpc大小的晕，最小中心质量与超大质量黑洞的观测结果是一致的。较小的气体质量流入使得较小的中心质量能够用于更宽的F2范围。晕包括围绕中心质量的尖锐尖峰，嵌入在密度几乎恒定的核心（10-10^2.5kpc尺度）中，外围在有限半径（几Mpc）处变窄并自然截断。气体密度在半径上类似于一个被打破的幂律，但温度在黑暗的核心内下降和达到峰值。有限的最低温度是由于重力自加热而产生的，没有冷质量脱落，也不需要调节加热。从团内介质发出的X射线模拟了一个β模型加上明亮的致密核。气流中的近音速点是允许稳定解的瓶颈;最外面的是kpc尺度。这些网站可能会优先发展冷质量脱落在强扰动平衡。在音速点内，气体比熵的分布比sr ^{1/2}平坦，但这是一个浅斜坡，而不是等熵核。当F2较大时，内晕尖峰在中央pc中仅略微保持金斯稳定，这表明大的非线性扰动可能会触发中央天体的局部暗坍缩。
2008-09-22 astro-ph
The Interplay Between Protoneutron Star Convection and Neutrino Transport in Core Collapse Supernovae
我们耦合二维流体动力学现实的一维多群通量限制扩散中微子输运研究质子中子星对流核心坍缩超新星，更具体地说，其发展和中微子输运之间的相互作用，为15和25太阳质量模型。在中微子输运的存在下，质子中子星的对流速度相对于大体积流入速度太小，导致任何显着的熵和轻子的对流输运。一个简单的分析模型支持了我们的数值结果，表明对于我们的15和25个太阳质量的模型，中微子输运的加入使中微子层中熵驱动（轻子驱动）的对流增长率和渐近速度降低了3（50）倍，而密度为10^{12} g/cm^{3}时降低了250（1000）倍。此外，当输运被包括在内时，初始的反弹后熵梯度被中微子扩散所平滑，而初始的轻子梯度则被中微子球附近的电子捕获和中微子逃逸所维持。尽管轻子梯度的维护，质子中子星对流不发展超过100毫秒的持续时间典型的我们所有的模拟，除了在实例中使用的“低测试”的初始条件，这是由核心崩溃和反弹模拟，忽略中微子-电子散射和离子-离子屏蔽修正中微子-核弹性散射。
1997-09-18 astro-ph
Deciphering Core Collapse Supernovae: Is Convection the Key? I. Prompt Convection
我们耦合二维流体力学详细的一维多群通量限制扩散中微子输运，研究在核心坍缩超新星的瞬发对流。我们的初始条件，随时间变化的边界条件，中微子分布计算中微子加热，冷却和去质子化率从一维模拟，实现多群通量限制扩散中微子运输和一维流体力学。的发展和演变的瞬发对流及其后果的冲击动力学研究为15和25太阳质量模型，代表两类恒星的紧凑和扩展的铁芯，分别。在中微子运输的情况下，即时对流的发展和消散的时间尺度$\sim$ 15毫秒的两个模型。瞬发对流在激波后面产生对流，这导致激波的球形度发生扭曲，但平均而言，激波半径并没有显著增加。在中微子输运的存在下，瞬时对流速度相对于大体积流入速度太小，导致任何显着的熵和轻子的对流输运。一个简单的分析模型支持我们的数值结果，表明包括运输减少对流增长率和渐近速度的因素4- 250。
1996-08-31 astro-ph
Gamma Ray Burst Production and Supernova Signatures in Slowly Rotating Collapsars
我们认为吸积到新生的黑洞的旋转大质量的恒星核心崩溃后，在离心支撑的磁盘让位于近径向流入低角动量的阈值。对于取自超新星前（pre-SN）演化计算的实际初始条件，所涉及的密度和温度需要使用详细的状态方程和中微子冷却过程，以及对广义相对论影响的定性考虑。通过二维动力学计算，我们展示了如何的能量释放的影响的旋转速率和角动量运输的强度，从而产生定性不同的解决方案的限制，高和低的角动量，每个都能够供电的伽马射线暴（GRB）。我们探讨了在这两个制度中产生Fe族元素的可能性，并建议，虽然大型和大规模的离心支撑盘能够驱动强大的外流与可能的SN样签名，准径向流缺乏这样的功能，并可能产生GRB没有这样的伴随功能，如GRB 060505。
2009-03-04 astro-ph
Evolutionary Signatures in the Formation of Low-Mass Protostars
我们展示了一个恒星形成过程的进化图。我们假设一个奇异的，等温球作为初始状态的核心，经历崩溃所描述的\citet{shu77}。我们包括在早期的第一个流体静力学核心的演变，并允许磁盘增长预测的\citet{adams86}。我们使用一个1维的辐射转移代码来计算光谱能量分布的演变的原恒星从开始崩溃的点时，所有的信封材料吸积到恒星+磁盘系统。然后，我们计算作为时间函数的各种观测特征（$T_{bol}$、$L_{bol}/L_{smm}$和红外颜色）。根据测辐射热温度标准的定义，0级阶段应该非常短，而I级阶段在原恒星的早期生命中持续了很长时间。我们提出的物理区别形成恒星的类和计算这些类的观测签名。最后，我们提出了红外色星等图的模型，观察斯皮策太空望远镜，这应该是强有力的鉴别器，在确定一个原恒星的演化阶段。
2005-03-21 astro-ph
