Exact general relativistic solutions for a cylindrically symmetric stiff fluid matter source
Babeş-Bolyai University（博拜什-鲍约伊大学）；Astronomical Institute of the Romanian Academy（罗马尼亚科学院天文研究所）；Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa（里斯本大学理学院空间科学与天体物理研究所）；Departamento de Física, Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa（里斯本大学理学院物理系）；Departamento de Física, Facultad de Ciencias Naturales, Universidad de Atacama（阿塔卡马大学自然科学院物理系）
本文推导了柱对称空间-时间中满足p=γρ的完美流体的广义相对论解，探讨了不同参数下的引力场方程解及其对早期宇宙动态和各向异性引力现象的贡献。
2026-08-13 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Instability Analysis of Cylindrical Stellar Object in Brans-Dicke Gravity
本文研究了Brans-Dicke引力理论中柱对称坍缩星体的不稳定性范围。为此，我们在修正的场方程和动力学方程中使用微扰方法，构造了一个坍缩方程。采用绝热指数坍塌方程（$Γ$），在牛顿和后牛顿近似下，研究了各向同性和各向异性流体的不稳定性范围。结果表明，失稳范围取决于坍缩流体的动力学变量。我们的结论是，系统总是保持不稳定的$0<Γ<1$，而$Γ>1$提供的不稳定性，只有在特殊情况下。
2016-06-21 gr-qc
Stable Gravastar model in Cylindrically Symmetric Space-time
本文在柱对称时空中提出一类新的稳定引力星解，由内部德西特空间、中间刚性流体薄壳和外部真空组成，无奇点与信息悖论，并验证了其稳定性和物理可行性。
2023-02-09 gr-qc
The nonlinear development of the relativistic two-stream instability
双流不稳定性被认为是一系列天体物理学应用的解释，从伽玛暴和脉冲星故障到宇宙学。使用相对论多物种流体动力学的第一非线性数值模拟，我们表明，发病和初始增长的不稳定性是非常好的描述线性微扰理论。在后期阶段的线性和非线性的描述只定性匹配，不稳定性不饱和，即使在非线性的情况下，由纯粹理想的流体动力学效应。
2013-03-17 gr-qc
Stability and instability results for equilibria of a (relativistic) self-gravitating collisionless gas -- A review
本文为综述类研究，聚焦广义相对论下Einstein-Vlasov系统稳态的稳定性与不稳定性，同时结合Vlasov-Poisson系统及相对论性Vlasov-Poisson系统展开对比讨论，梳理自引力无碰撞气体平衡态的相关研究结果。
2023-05-03 gr-qc
Explicit Relativistic Vortex Solutions for Cool Two-Constituent Superfluid Dynamics
本文给出了一类“冷”双组分超流体（即具有声子的理想气体的超流体）的定常圆柱对称涡旋位形的显式解。每个解的特征仅在于一组（真）积分常数。然后，我们计算的有效渐近贡献的涡旋的应力能量张量的比较，与一个统一的参考状态没有涡旋。
1995-07-10 astro-ph gr-qc hep-th
Dynamical instability in a relativistic cylindrical shell composed of counter rotating particles
我们给出了一个无限薄的圆柱壳组成的反旋转碰撞粒子，最初由Apostolatos和索恩微扰分析。他们找到了壳的静态解，并通过C-能量论证得出结论，它是稳定的。最近，本文作者和Ida通过计算未来零无穷远点的C-能量重新分析了该系统，发现该系统具有不稳定性，但没有说明该系统是如何不稳定的。本文在线性扰动理论的框架下证明，当组成粒子运动缓慢时，静态壳层是不稳定的，因为其圆周半径的扰动以指数增长的振幅振荡，而当组成粒子的速度超过一个临界值时，壳层只是随时间指数膨胀或收缩。
2011-12-19 gr-qc
The gravitational field energy density for symmetrical and asymmetrical systems
相对论引力理论在描述引力场能量方面存在相当大的困难。赝张量t00在某些情况下不能解释为引力场的能量密度。在[1]中提出了一种方法，它允许通过度规张量的分量来表示这种场的能量密度。该方法考虑了非相干物质层的等温压缩。并将其应用于柱对称和球对称静态引力场。在提出的文件的方法开发。
2007-06-22 gr-qc
Three-Dimensional Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Current-Driven Instability. III. Rotating Relativistic Jets
通过三维相对论磁流体动力学模拟研究了射流旋转和差动运动对无力螺旋磁平衡的电流驱动（CD）扭结不稳定性的线性和非线性发展的影响。在这项研究中，我们遵循的时间发展周期性的计算框内。初始螺旋磁场的位移导致CD扭结不稳定性的增长。我们发现，与线性稳定性理论一致，不稳定性的发展依赖于极向磁场的横向分布。如果极向场从轴向外显著减小，则初始小扰动强烈地增长，并且如果多个波长被激发，则非线性相互作用最终破坏初始圆柱形配置。当极向场的轮廓较浅时，不稳定性发展缓慢并最终饱和。我们简要地讨论了我们的研究结果的影响坡印廷占主导地位的飞机。
2012-07-20 astro-ph.HE gr-qc
The runaway instability in general relativistic accretion disks
当一个吸积盘成为失控不稳定性的牺牲品时，它的大部分质量在几个动力学时间内被黑洞吞噬。尽管经过几十年的努力，仍然不清楚在什么条件下会发生这种不稳定。迄今为止，技术上最先进的相对论模拟无法找到不稳定开始的明确迹象。在这项工作中，我们提出了三维相对论流体动力学模拟黑洞周围的吸积盘在动态时空。我们专注于预计将特别容易发展这种不稳定性的配置。我们证明，第一次，完全自洽的广义相对论演化确实产生了失控的不稳定性。
2013-04-27 astro-ph.HE gr-qc
The w-mode instability of ultracompact relativistic stars
在这篇文章中，我们表明，主要是时空，w-模式可能会变得不稳定的旋转超紧（$R<3M$）相对论星。我们提供的轴向模式的旋转恒星在慢旋转近似的结果，并表明，不稳定性可能成为积极的恒星的能层。这些结果表明，其他作者讨论的所谓的“能区不稳定性”实际上与恒星的w模有关。不稳定的模式被发现增长的时间尺度为几秒到几分钟。我们简要地讨论了不稳定性是否可能有任何天体物理相关性。
2002-12-26 astro-ph gr-qc
Gravitational-wave driven instability of rotating relativistic stars
一个简单的回顾旋转相对论恒星的稳定性，其次是一个更详细的讨论最近的工作不稳定的r-模式，模式的旋转恒星，具有轴向宇称在慢旋转极限。这些模式可能主导了中子星的自旋下降，这些中子星在出生时就快速旋转，它们发出的引力波可能是可探测的。
1999-08-31 astro-ph gr-qc
Axial instability of rotating relativistic stars
旋转相对论性恒星的扰动可以根据它们在宇称下的行为来分类。对于轴向扰动（r-模式），初始数据与负的正则能量被发现与角度依赖$e^{imϕ}$的所有值的$m\geq 2$和任意慢旋转。这意味着这种扰动的不稳定性（或边缘稳定性）的旋转完美的流体。这种低的$m$不稳定性与极扰动的不稳定性有着显著的不同，极扰动的不稳定性首先出现在$m$的大值上。对于小的角速度$Ω$，轴向不稳定性的时间尺度似乎与高功率的$Ω$成比例。就像极模的情形一样，粘性也会增强稳定性，除了热的、快速旋转的中子星。这项工作补充了Andersson对缓慢旋转恒星轴向模式的数值研究。
1998-06-11 astro-ph gr-qc
Threshold mass of the general relativistic instability for supermassive star cores
本文通过简单建模研究超大质量恒星核心的质量与角动量对其最终命运的影响，确定了广义相对论不稳定性的阈值质量，并指出氢燃烧核心易坍缩成黑洞，氦燃烧核心可能核爆炸而不形成黑洞。
2024-08-21 astro-ph.HE gr-qc
Implications of the r-mode instability of rotating relativistic stars
最近的几个意外事件似乎极大地提高了快速旋转的新形成的中子星（可能还有因吸积而旋转起来的老恒星）的自旋受到引力波驱动的非轴对称不稳定性限制的可能性。除了自旋下降的最早部分，轴向l=m=2模式（r模式）主导不稳定性，并且发射的波可以通过具有LIGO II灵敏度的探测器观察到。这些有希望的结果的审查，其次是讨论的限制设置耗散机制，包括粘度，非线性饱和，和能量损失的磁场驱动的差分旋转的不稳定性。
2001-03-01 astro-ph gr-qc
The f-mode instability in relativistic neutron stars
已知快速旋转的中子星具有脉动模式，这种模式可能会变得不稳定，并通过发射引力辐射而增加振幅。在各种恒星模式中，f模式通常被认为是LIGO和VIRGO等地面探测器的有希望的引力辐射源。改进了牛顿恒星模型中已有的工作，采用Cowling近似首次计算了快速旋转相对论中子星中f模不稳定性的基本性质.利用相对论性多方恒星模型，我们得到了在开普勒自旋频率ω_K附近的10^3-10^4 s数量级的最小引力增长时标（对于主导l=m=4模），这比牛顿值短得多。通过考虑中子星物质的耗散，即剪切/体粘滞和超流相互摩擦，我们计算了相关的f-模不稳定性窗口。对于我们的特定恒星模型，不稳定性在0.92 \times Ω_K以上和\sim（10^9 - 2 \times 10^{10}）K时是活跃的，这是新生中子星的特征。
2011-09-05 astro-ph.SR gr-qc
Relativistic Two-stream Instability
我们研究了平面波在相对论性、非耗散、双流体系统中的（局部）传播，允许在“背景”配置中具有相对速度。主要目的是分析相对论双流不稳定性。这种不稳定性需要一个相对的流动--无论是穿过界面还是当两种或更多种流体相互渗透时--并且可以被触发，例如，当一维平面波相对于一种流体出现左移，但相对于另一种流体出现右移时。本文研究了两流体系统在不同状态方程下的色散关系：（i）“自由”（其中流体密度之间没有直接耦合），（ii）耦合，（iii）夹带（其中流体动量是速度的线性组合）的情况被认为是与标架无关的（例如，当流体动量为速度的线性组合时）。对任一流体的静止框架没有限制）。作为我们的分析的副产品，我们确定的必要条件的两个流体系统是因果关系和绝对稳定的，并建立一个新的约束夹带。
2009-06-22 gr-qc physics.flu-dyn
R-mode Instability of Slowly Rotating Non-isentropic Relativistic Stars
研究了慢旋转相对论多面体中的$r$模不稳定性。利用Kojima等人提出的恒星内部慢自转和低频振荡理论，研究了科里奥利力恢复的轴向振荡。在恒星表面，为了考虑引力辐射反应效应，我们用近区边界条件代替了通常对渐近平坦时空施加的边界条件。由于边界条件的存在，某些多方模型中离散的$r$模振荡得到了虚部代表长期不稳定性的复频率。结果表明，这种离散的$r$模式的解决方案，可以得到一些限制多方模型。解的基本性质类似于对渐近平坦时空施加边界条件得到的解。我们的结果表明，存在的连续部分的频谱不能避免，即使它的频率变得复杂，由于引力辐射的发射。
2001-08-15 astro-ph gr-qc
On the Shear Instability in Relativistic Neutron Stars
我们提出了新的结果，在快速和差分旋转中子星的不稳定性。我们在完全的广义相对论中对恒星进行建模，并采用基于统一SLy处方的冷态现实状态方程描述恒星物质。我们提供的证据表明，快速和差分旋转的恒星，低于预期的阈值的动力学棒模不稳定性，β_c = T/ |W| ~ 0.25，但发展剪切不稳定性的动态时间尺度和广泛的β值。这类不稳定性，到目前为止只发现了小的β值和非常小的增长率，因此比以前发现的更普遍，可能更有效地产生强的引力波源。总体而言，我们的研究结果支持Watts，Andersson和Jones对低T/ |W|性质的现象学预测。
2010-05-31 astro-ph.HE gr-qc
Jacobi-like bar mode instability of relativistic rotating bodies
本文在广义相对论中对刚性旋转均匀流体的长期三轴不稳定性进行了数值研究。在牛顿极限下，这种不稳定性出现在马克劳林和雅可比序列之间的分歧点。在天体物理系统中，它可以由粘性耗散驱动。我们沿着几个恒定的重子质量序列的均匀旋转的轴对称体的压缩参数$M/R = 0-0.275$的不稳定性的开始。我们发现，广义相对论减弱了类Jacobi杆模不稳定性，但稳定化效果不是很强。根据我们的分析，压实参数的动能与重力势能绝对值之比$(T/|W|)_{\rm crit}$的临界值高达0.275，仅比牛顿值高30%。偏心率的临界值依赖于相对论的程度非常弱，$M/R=0.275$是只有2%以上的牛顿值在发病的长期酒吧模式不稳定性。我们比较我们的数值结果与最近的分析调查的基础上后牛顿膨胀。
2002-05-23 astro-ph gr-qc
Bar-mode instability suppression in magnetized relativistic stars
我们表明，磁场强度大于约$10^{15}$ G是能够抑制相对论恒星的流体动力学棒模不稳定性的发展。这种抑制是由于静止质量密度和角速度分布的变化，这是由于环形分量的形成和线性增长迅速克服了原始极向分量，导致总磁能的放大。该研究是在完全广义相对论中进行三维理想磁流体动力学模拟，将$10^{14}-10^{16}$ G范围内的纯极向磁场叠加到初始（物质）平衡配置。当种子场是$10^{15}$ G或更高的几个部分时，所有演化的模型都显示出围绕恒星的低密度包层的形成。对于弱得多的磁场，没有观察到对物质演化的影响，而刚好低于抑制阈值的磁场被观察到减缓不稳定性的增长率。
2013-09-25 astro-ph.HE gr-qc
Dynamical Bar Instability in Relativistic Rotating Stars
本文在后牛顿广义相对论的近似下，通过计算方法研究了快速自转和差动自转恒星在棒模形变下的动力学稳定性。我们在0.01和0.05之间改变恒星$M/R$（其中$M$是引力质量，$R$是赤道圆周半径）的压缩，以隔离相对论引力对不稳定性的影响。对于在这个中等范围内的压缩，动力学不稳定性开始的临界值$β= T/W$（其中$T$是旋转动能，W是引力结合能）从$\sim$ 0.26略微降低到$\sim$ 0.25，随着我们选择的微分旋转定律的压缩的增加。结合我们先前的研究结果的基础上模拟在完全广义相对论的恒星具有较高的压缩，我们得出的结论是，相对论引力增强的动力学棒模不稳定性，即不稳定的开始设置在较小的值的$β$在相对论引力比在牛顿引力。我们还发现，一旦一个三轴结构的形式后，在动态不稳定的恒星的酒吧模式扰动饱和，三轴形状保持，至少有几个旋转周期。为了检验我们的数值积分的可靠性，我们验证了广义相对论Kelvin-Helmholtz环流是良好的守恒，除了静止质量和总质能，线动量和角动量。循环守恒表明我们的程序不受数值粘性的严重影响。我们利用四极子公式确定了棒形成过程中发射的准周期引力波的振幅和频率。
2001-02-16 astro-ph gr-qc
On the Rossby Wave Instability in accretion discs surrounding spinning black holes
我们已经进行了广义相对论流体动力学（GRHD）模拟的2D光盘围绕旋转黑洞和倾向于Rossby波不稳定性（RWI）。我们表明，RWI可以在任何位置的光盘和任何自旋参数的发展。在恢复的整体模式的不稳定性，在这种广义相对论的背景下，我们分析了它的发展，并确定了一些修改引起的综合效应的相对论旋转的光盘和本地时间延缓，影响波在光盘中的传播。我们已经发现，特别是饱和水平的不稳定性显着增加时，RWI发生在非常接近的快速旋转的黑洞的广义相对论效应很强。这样的发现表明，甚至比在史瓦西黑洞的情况下更强烈，有必要补充这样的GRHD模拟与完整的GR射线跟踪处理，以提供在遥远的观察者框架中的盘的合成观测。
2018-09-06 astro-ph.HE gr-qc
Spatial Growth of the Current-Driven Instability in Relativistic Jets
我们通过三维相对论磁流体动力学模拟研究了速度剪切和径向密度分布对螺旋磁化相对论喷流中电流驱动扭结不稳定性空间发展的影响。在这项研究中，我们使用一个非周期性的计算箱，射流最初建立在整个计算网格，和在入口处的进动扰动触发增长的扭结不稳定性。如果速度剪切半径位于螺旋磁场的特征半径内，则当扰动沿着射流向下传播时，激发静态非传播电流驱动的扭结。时间增长破坏了穿过离入口不远的计算网格的初始流。另一方面，如果速度剪切半径在螺旋磁场的特征半径之外，则扭结与流动平流并在空间上沿着射流向下生长。在这种情况下，流量保持在离入口更大的距离处。不同径向密度分布的影响更为微妙。当密度随半径增加时，扭结似乎在模拟结束时饱和，而没有明显的螺旋扭曲中断。这种行为表明，相对论射流由一个细长的脊柱周围的致密介质的速度剪切半径外的最大环形磁场的半径有一个相对稳定的配置。
2014-02-11 astro-ph.HE gr-qc
Superradiant instability of massive vector fields around spinning black holes in the relativistic regime
研究了在测试场极限下旋转黑洞周围的大质量矢量场（Proca场）的超辐射不稳定性。这是由于天体物理学黑洞的观测可能会探测到超轻玻色子的存在。通过利用时域模拟，我们表征的增长率，频率，空间分布，和其他属性的不稳定模式，包括在政权的黑洞是快速旋转和康普顿波长的Proca字段是可比的黑洞半径。我们发现，在这个政权的相对论效应增加的范围Proca群众是不稳定的，以及最大的不稳定率。我们还研究了由这种不稳定性产生的引力波，发现它们比大质量标量场的情况要强得多。
2017-07-04 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Dynamical bar-mode instability in rotating and magnetized relativistic stars
本文在完全广义相对论下对磁化和差速旋转恒星中的动力学棒模不稳定性进行了三维模拟。我们的重点是磁场的动态和发病的不稳定性的影响。特别是，我们进行理想的磁流体动力学模拟的中子星，已知是稳定的或不稳定的对纯粹的流体动力学不稳定性，但其中一个极向磁场的范围内的$10^{14}$-$10^{16}$ G是最初叠加。正如预期的那样，差动旋转是极向场的剪切和随后的环形磁场的时间线性增长的原因。后者的强度迅速超过原来的极向磁场，导致恒星的磁场放大。弱的初始磁场，即$ \lesssim 10^{15}$ G，对动力学棒模不稳定性的发展有可以忽略的影响，简单地通过磁场剪切制动恒星配置，并在一个时间尺度上，我们推导出一个简单的代数表达式。另一方面，强磁场，即$\gtrsim 10^{16}$ G，可以完全抑制不稳定性，精确的阈值也取决于旋转量。因此，非常高磁化的中子星不太可能被认为是通过动力学棒模不稳定性产生引力波的源。
2013-08-19 astro-ph.HE gr-qc
Viscosity driven instability in rotating relativistic stars
利用迭代方法研究了旋转相对论星中粘性驱动的不稳定性。我们关注多方旋转平衡星，并在时间流逝中施加m=2的扰动。我们改变状态方程的刚度和恒星的紧密度来研究这些对阈值的影响。对于匀速旋转的恒星，T/W（T为旋转动能，W为引力结合能）主要取决于恒星的致密性，其值在0.13 ~ 0.16之间，与牛顿不可压缩恒星的值（~ 0.14）略有不同。对于差动旋转的恒星，T/W的临界值被发现跨越范围0.17 - 0.25。这是显着大于均匀旋转的情况下，具有相同的紧凑性的明星。最后讨论了用地基干涉仪探测粘性驱动不稳定性产生的引力波的可能性。
2006-10-16 astro-ph gr-qc
From quantum to classical instability in relativistic stars
研究表明，由真实经典物质分布产生的引力场可以迫使某些非最小耦合自由标量场的量子真空涨落经历指数增长阶段。这个不稳定相对背景时空的影响到目前为止还没有得到解决，这是因为在半经典引力中存在已知的反作用困难。然而，我们似乎有理由相信，当量子涨落变得足够大时，它们将“经典化”，此后，逆反应可以在广义相对论的背景下处理。在这里，我们调查的出现，一个经典的制度的量子场演化过程中的不稳定阶段。通过研究经典关联的出现和量子相干性的损失，我们表明，当逆反应变得重要时，系统已经表现出经典的行为。因此，重力引起的不稳定性自然导致最终经典描述的反反应的初始条件。我们的结果支持以前的分析，治疗经典的相对论性恒星的时空中的标量场的不稳定性，无论是经典或量子微扰触发的不稳定性。
2015-01-08 gr-qc hep-th quant-ph
Instability windows of relativistic r-modes
本研究重新审视非重子中子星中相对论性r模的不稳定性窗口，发现考虑扩散和广义相对论效应后，r模的放大与阻尼机制显著改变，导致不稳定性窗口较牛顿预测大幅修改，对理解旋转中子星观测至关重要。
2024-01-11 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Poloidal-Field Instability in Magnetized Relativistic Stars
我们通过三维广义相对论磁流体动力学模拟研究了非旋转中子星中纯极向磁场的不稳定性，扩展了Ciolfi等人（2011）的工作。我们的目标是绘制一个清晰的动态与不稳定性，并研究系统达到的最终配置，从而获得在磁化中子星可能的平衡的迹象。此外，由于磁场的内部重排是一个高度动态的过程，这已被认为是磁星巨耀斑的背后，我们的模拟可以提供一个现实的估计电磁和引力波的排放，应该伴随着耀斑事件。我们的主要发现是：（1）不稳定性的初始发展符合扰动研究的所有预期，包括不稳定性种子的位置、不稳定性增长的时间尺度和环形分量的产生;（ii）在系统随后的非线性重组中，约90%的磁能主要通过电磁发射在几个阿尔芬时间尺度中损失，（iii）所有的恒星模型都趋向于实现显著的磁螺旋度和极向和环向磁场之间的能量均分，并演化到一个新的构型，在动力学或阿尔芬时间尺度上不显示出随后的不稳定性;（iv）电磁辐射与在巨型耀斑中观测到的初始亮度爆发的持续时间相匹配，支持内部重排的假设;（v）在该过程中释放的能量中只有一小部分被转换成f模式振荡和随后的引力波发射，从而导致检测到该信号的机会非常低。
2012-11-01 astro-ph.SR gr-qc
Stability and instability of self-gravitating relativistic matter distributions
我们考虑大质量、渐近平坦、球对称的Einstein-Vlasov系统的定态解，即，星系或球状星团的相对论模型，以及爱因斯坦-欧拉系统的稳态解，即，恒星的相对论模型这样的稳态嵌入到一个参数的家庭参数化的中心红移$κ>0$。当$κ$足够大时，我们证明了它们的线性不稳定性，当它们是强相对论性的，并且不稳定性是由增长模式驱动的。我们的工作证实了Zel'dovich \& Podurets（Einstein-Vlasov系统）和Harrison，Thorne，Wakano，\& Wheeler（Einstein-Euler系统）在20世纪60年代提出的动力学不稳定性方案。我们的结果与相应的非相对论性牛顿环境形成鲜明对比。我们进行了仔细的分析的线性化动力学上述稳定状态，并证明了一个指数剖分的结果和相应的指标定理的稳定/不稳定的不变空间。最后，在Einstein-Euler系统的情况下，我们证明了一个严格的版本的转折点原理，它涉及到稳定状态的稳定性沿一个参数的家庭，所谓的质量半径曲线的缠绕点。
2021-06-30 gr-qc math-ph math.AP
Instability-driven evolution of poloidal magnetic fields in relativistic stars
恒星中磁场的稳定性问题有着悠久的历史，并在微扰论中得到了详细的研究。在广义相对论中，我们考虑了具有纯极向磁场的非旋转中子星的非线性演化。我们发现，一个不稳定的发展区域的封闭磁场线和阿尔芬时标，如微扰理论预测。经过初始的不稳定增长，我们的演变表明，一个环向磁场分量的产生，这增加，直到它是本地可比的强度与极向的。在较长的时间尺度上，系统松弛到一个新的非轴对称配置与重组的恒星结构和大振幅振荡，主要是在基本模式。我们讨论的能量参与的不稳定性和影响，它们可能对磁星耀斑的现象和它们的可探测性，通过引力波发射。
2011-06-12 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Gravitational instability caused by the weight of heat
热能指向一种无序的、完全均匀的状态，与引力通过引力坍缩产生秩序和结构的趋势相反。因此，预计它有助于稳定的自引力，经典的理想气体崩溃。然而，我发现了一种总是在足够高的能量下发生的不稳定性：高能或相对论性重力热不稳定性。我在这里认为，这种不稳定性提出了一个类似的核心-晕结构作为其牛顿对应物，安东诺夫不稳定性。主要的区别是，在前一种情况下，核心是由引力的热能，而不是静止的质量能量。安东诺夫不稳定性的相对论概括-低能重力热不稳定性-也发生了。这两个转折点在热量曲线上表现为一个双螺旋，随着相对论效应变得更加强烈，它们彼此接近，最终合并成一个点。因此，高能和低能的情况下，可以实现为一个单一的现象-重力热不稳定性-这涉及到核心晕分离和内禀热流的两个方面。最后，我认为，在核心坍缩超新星形成的核心是受相对论重力热不稳定性，如果它变得足够热，并在反弹的时间紧凑。在这种情况下，它将继续坍缩，形成黑洞。
2019-12-01 astro-ph.HE cond-mat.stat-mech gr-qc
Instability of the cosmological DBI-Galileon in the non-relativistic limit
该研究针对晚期宇宙学背景下的DBI-Galileon模型非相对论极限展开分析，证明其可表述为平移对称Horndeski理论，但发现其标量与张量微扰存在鬼场导致的真空致命不稳定性，并指出了引发该不稳定性的竞争Horndeski项。
2023-08-04 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Particle creation due to tachyonic instability in relativistic stars
最近的研究表明，密度足够大的致密物体会导致真空能量密度的指数快速增长，这是由于类超光速不稳定性而导致的某些自由标量场与时空曲率正确耦合的结果。一旦这种效应被触发，恒星的能量密度将在几毫秒内被真空的能量密度淹没。这就要求最终几何和场演化到一种新的构型，使真空回到静止状态。在这里，我们表明，在不稳定的时代建立的真空波动导致粒子创建在最终的定态时，快子不稳定性停止。产生的粒子的数量主要取决于不稳定时期的持续时间和最终的静止配置，这在这一点上是开放的问题。我们强调，粒子的创建来自快子不稳定性将发生在绝热极限，在那里的时空几何变化任意缓慢，因此是非常不同于通常的粒子创建由于背景几何的变化。
2012-11-21 astro-ph.HE gr-qc hep-th
