Uniformly Rotating Homogeneous and Polytropic Rings in Newtonian Gravity
本文提出了一种处理牛顿引力中无中心体的自引力匀速旋转圆环问题的解析方法。该方法是基于对薄环极限的扩展，其中环的横截面趋于圆形。这里开发的迭代方案适用于齐次环的第20阶和多面体的指数n=1的第三阶。对于其他多变指数没有解析解，但可以应用数值方法。然而，可以导出一个简单的公式，该公式将质量与积分压力关联到首阶，而无需指定状态方程。我们的结果进行了比较与高精度的数值方法，以测试其准确性。
2009-05-26 astro-ph gr-qc
Gravitational Waves from a Particle Orbiting Around a Rotating Black Holes: Post-Newtonian Expansion
利用Teukolsky方程和Sasaki-Nakamura方程计算了Kerr时空引力摄动的后牛顿展开式，得到了由绕旋转黑洞运行的测试粒子产生的引力波的能量和角动量亮度，并将其扩展到四极子公式之外的${\rm P^{5/2}N}$阶.我们将Sasaki最近开发的方法应用于旋转黑洞的情况。我们考虑到一个小倾角的轨道平面的最低阶的卡特常数。在$ P^{3/2}N}$量级上的结果与Poisson的类似计算以及Kidder等人的标准后牛顿计算一致.利用我们的结果，计算了中子星-中子星双星和黑洞-中子星双星在内旋阶段的引力波的积分相位.我们发现，在这两种情况下，自旋相关的条款中的P $^2$ N和P $^{5/2}$ N校正是重要的，以构建有效的模板波形，将用于未来的激光干涉引力波探测器。
1994-09-27 astro-ph gr-qc
Post-Newtonian treatment of bar mode instability in rigidly rotating equilibrium configurations for polytropic stars
为了将其应用于中子星，我们在后牛顿近似下确定了刚性旋转平衡位形中非轴对称棒模长期不稳定性的起始点。的治疗是基于一个先例牛顿解析能量变分法，我们已经扩展到后牛顿的情况下。该方法基于Landau的二级相变理论，给出了粘性驱动不稳定性发生时椭球极偏心率e的临界值，对任何状态方程都是有效的。这种方法的扩展后牛顿流体的配置已完成的两个早期的正交工程相结合，专门分别为缓慢旋转的配置，但具有任意的密度分布和恒定的质量密度，但任意快速旋转的椭球体。我们还确定了明确的密度泛函的表达式，它允许我们的治疗中所涉及的物理量从恒定的质量密度的任意密度分布形式的推广。我们发现，考虑均匀的椭球，临界偏心率的值增加的恒星变得更加相对论性，在定性上与以前的调查，但不太相关的量这样的增加。然后研究这个临界值对组态状态方程的依赖性，我们发现，对于多方物质分布，对于较软的状态方程（相对于不可压缩的情况），临界偏心率随星紧度的增加得到了证实。这种稳定效应的大小几乎与多变指数无关。
2002-07-17 astro-ph gr-qc
Generalized pseudo-Newtonian potential for studying accretion disk dynamics in off-equatorial planes around rotating black holes: Description of a vector potential
本文提出了一种研究克尔黑洞吸积盘的伪牛顿矢量势。该势对于研究不局限于赤道面的圆盘的内部性质是有用的，因为在赤道面内，广义相对论效应是必不可少的。因此，我们通过从一般克尔时空导出的伪牛顿势，将度规在内径处的基本性质结合起来。该势再现了广义相对论的大部分显著特征，适用于克尔参数的整个区域。它完全再现了克尔几何中的最后稳定圆轨道。在轨道倾角为30 °时，最大误差分别为~7%和~15%。
2007-06-15 astro-ph gr-qc
Time evolution of the linear perturbations of a rotating Newtonian polytrope
我们提出的结果的线性扰动的快速和刚性旋转的牛顿多面体的数值时间演化，同时使考林近似。演化代码稳定运行数百恒星旋转，使我们能够比较我们的结果与以前发表的本征模计算，例如f-模式计算的Ipser & Lindblom，和R-模式计算的Karino等人。模式频率被发现是在预期的精度内的协议。我们还研究了Lockitch和Friedman最近计算的惯性模式，我们能够将他们的慢旋转结果扩展到快速旋转区域。从长远来看，这个代码将提供一个平台，研究一些不太了解的问题，在恒星振荡理论，如微分旋转和重力辐射反应的正常模式振荡的影响，并进行适当的修改，模式模式耦合在温和的非线性制度。
2001-12-20 astro-ph gr-qc
A Roche Model for Uniformly Rotating Rings
描述均匀旋转环的罗氏模型，并与多方环的全问题的数值解的结果进行了比较。在薄环极限中，即使在质量脱落的情况下，包括环本身的表面在内的恒压表面也以解析形式给出。
2009-01-13 astro-ph gr-qc
Importance of Perturbed Gravitational Potentials in Differentially Rotating Newtonian Stars
通常认为，如果恒星是高度可压缩的，具有软状态方程和/或如果强广义相对论性恒星被处理在刚性转动的情况下，Cowling近似可以给出满意的解。然而，由于一直没有系统的研究的Cowling近似的精度差旋转的可压缩星，我们调查的振动模式的本征频率和本征函数的{ \it迅速}和{ \it差}旋转的可压缩星通过使用精确的方法，包括全扰动和Cowling近似。我们已经发现，在快速旋转和差分旋转的恒星，虽然快速旋转使得这种近似更好地为刚性旋转的恒星的f-模式振荡的考林近似是不是一个很好的近似。这一结果表明，即使在广义相对论的框架内，当我们将考林近似应用于差速旋转的恒星时，也必须小心。另一方面，即使恒星是差动旋转，近似也能很好地用于r模。因此，Cowling近似可以作为一个强有力的工具，在广义相对论框架中的r-模式振荡的调查，这是很难计算的重力扰动。
2003-04-16 astro-ph gr-qc
Non-Newtonian behavior in weak field general relativity for extended rotating sources
研究了具有共转无压理想流体源的四维爱因斯坦方程的精确定常轴对称解。详细讨论了近似平坦旋转曲线的特殊解。我们发现，简单的牛顿论点高估了解释这些曲线所需的物质量超过30%。从这个模型中获得的关键见解是，牛顿近似在全球范围内失效，尽管它在任何地方都是局部有效的。与太阳系测试没有冲突。
2008-07-30 astro-ph gr-qc hep-th
Description of Pseudo-Newtonian Potential for the Relativistic Accretion Disk around Kerr Black Holes
本文提出了一种用于旋转黑洞周围吸积盘模型的伪牛顿势。该势可以描述吸积盘的广义相对论效应。由于在盘的内边缘以适当的方式包含旋转是非常重要的，因此从克尔度规导出了势。这个势函数可以再现广义相对论的所有基本性质，即使对于快速旋转的黑洞，误差也在10%以内。
2002-08-16 astro-ph gr-qc
Newtonian Aspects of General Relativistic Galaxy Models
许多宇宙学观测都要求存在暗物质。暗物质存在的最直接证据是从测量到的星系自转曲线的平坦度中推断出来的。后者是基于牛顿引力。最近有人提出了用广义相对论来解决旋转曲线问题的另一种方法。感兴趣的模型类是一个子集的轴对称和固定的解决方案的爱因斯坦方程与旋转尘埃。作为对广义相对论星系模型的理解的一步，我们分析刚性以及非刚性旋转（后）牛顿时空。我们发现，所考虑的广义相对论星系模型的牛顿极限导致后牛顿条款的度量。
2008-11-13 astro-ph 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
General Relativistic Rotation Curves in a Post-Newtonian Light
在观测到的星系自转曲线中开普勒衰减的缺失代表了星系尺度上暗物质存在的经典证据。最近有一些活动是关于在广义相对论的帮助下模拟银河系的潜力。这是因为有人声称，通过充分利用广义相对论，暗物质可以变得多余。在这里，我们专注于可能的轴对称和固定的解决方案，爱因斯坦方程与旋转尘埃。在简短回顾了目前的争论之后，我们继续探讨用牛顿语言来处理这种相对论模型的想法。我们分析刚性以及差分旋转的牛顿时空和后牛顿时空，发现有必要纳入一个后牛顿项，以使物理意义。
2008-11-10 astro-ph gr-qc
Boson Star Rotation: A Newtonian Approximation
使用牛顿近似，我们研究旋转的紧凑玻色子物体。构造了描述具有非零角动量的定态方程，并给出了一些数值结果。牛顿近似的适用性的限制进行了讨论。
1995-08-08 astro-ph gr-qc
A simple accretion model of a rotating gas sphere onto a Schwarzschild black hole
我们构造了一个简单的无压旋转气体球对史瓦西黑洞的吸积模型。我们将展示如何建立雅可比椭圆函数的解析解。这个结构代表了Ulrich（1976）首先提出的牛顿吸积模型的广义相对论推广。在完全相同的形式，因为它发生在牛顿的情况下，流自然预测的存在赤道旋转吸积盘的孔。然而，当流动达到其最大允许角动量时，盘的半径无限制地单调增加。
2007-01-19 astro-ph gr-qc
General Relativistic Rossby-Haurwitz waves of a slowly and differentially rotating fluid shell
我们证明，在一阶角速度下，Rossby-Haurwitz波（薄壳上r波的类似物）的广义相对论描述可以通过坐标变换从相应的牛顿波得到。作为应用，我们证明了Rezzolla和Yoshida（2001）最近在分析缓慢和差动旋转的流体壳的牛顿Rossby-Haurwitz波时得到的结果也适用于广义相对论，在一阶的角速度中。
2001-12-26 astro-ph gr-qc
Small strange stars and marginally stable orbit in Newtonian theory
结果表明，对于非常快速旋转的低质量奇异星，边缘稳定轨道位于恒星表面上方。这种效应可以用旋转奇异星扁率的重要作用来解释。与一些“学术”的例子进行了比较。这一特征在本质上是纯粹的牛顿性质，与相对论性的边缘稳定轨道无关。这种影响非常大，不能用微扰的方法来处理。看来，奇怪的恒星作为一个非常密集的自我约束对象是唯一的可能性，在自然界中代表这些玩具模型。
2001-01-19 astro-ph gr-qc
Collapse of a Rotating Supermassive Star to a Supermassive Black Hole: Post-Newtonian Simulations
利用广义相对论的后牛顿（PN）近似下的（3 + 1）流体动力学模拟，研究了旋转超大质量恒星（SMS）的引力坍缩.这个问题是特别具有挑战性的，因为在空间中的巨大的动态范围，必须在崩溃的过程中覆盖。我们从R_{p}/M = 411处的径向不稳定性开始，发展出一个均匀旋转的SMS，其中R_{p}是恒星的适当极半径，M是总质量能量，到PN近似崩溃的点。我们引入了一个比例因子和一个“随动”坐标来处理坍缩过程中半径的大变化，并将注意力集中在中心核上。由于T/W，旋转动能与引力结合能的比值，在整个坍缩过程中几乎与1/R_{p}成正比，坍缩的恒星最终可能超过动力学不稳定的临界值T/W，形成棒模。然而，对于恒星旋转均匀的开始崩溃，我们没有发现任何不稳定的增长之前，我们的模拟终止的酒吧。我们确实发现，坍缩很可能连贯地形成一个超大质量黑洞（BH），几乎所有的物质都落入黑洞，只留下很少的喷射物质形成圆盘。在没有非轴对称棒形成的情况下，当我们的积分终止时，均匀旋转SMS的坍缩不会导致明显的准周期引力波（GW）发射。然而，相干性质的内爆表明，旋转SMS崩溃将是一个有前途的源GW爆发。我们还预计，随着BH的形成，长波长准周期波将导致准正常振铃。这些波可以被LISA检测到。
2002-02-06 astro-ph gr-qc
On the Perturbations of Viscous Rotating Newtonian Fluids
本文用一个简单的偏微分方程分析了弱粘性、正压、非自引力、牛顿旋转流体的扰动。然后，使用的结果找到一个表达式的粘度引起的正常模式复杂的本征频率偏移，相对于绝热扰动的情况下。然而，假设粘度的影响已被纳入未扰动（平衡）模型。本文是Ipser和Lindblom关于纯旋转理想流体绝热脉动的简正模形式的推广。导出的公式适用于薄吸积盘和厚吸积盘的微扰。我们提供了明确的表达式薄磁盘，采用绝热振荡的正常模式从以前的相对论分析的结果。在这种情况下，我们发现，粘性导致的基本p-和g-模式的增长，而基本c-模式可以有任何一个符号的阻尼率。
2000-02-22 astro-ph
Relativistic precession around rotating neutron stars: Effects due to frame-dragging and stellar oblateness
广义相对论预言旋转的物体会产生坐标系拖曳（或称透镜-瑟灵）效应：在非赤道轨道上的测试粒子的轨道平面会绕着物体的对称轴进动。本文计算了不同质量和状态方程下快速旋转中子星圆轨道的进动频率。计算的进动频率表示为在无穷远处观测到的轨道频率的数值函数。后牛顿展开的确切的进动公式进行检查，以确定由Lense-Thirring效应，通常的牛顿四极效应和相对论修正所造成的进动的相对大小。在慢转极限下导出了牛顿四极进动的第一个后牛顿修正。我们表明，后牛顿岁差公式是一个很好的近似的精确岁差接近中子星的慢旋转极限（高达\sim 400赫兹在本上下文中）。结果被应用到最近的中子星低质量X射线双星的RXTE观测，显示kHz准周期振荡，并在拍频模型的框架内，允许测量中子星自旋频率和开普勒频率的物质在它周围的吸积盘的最内环。我们发现这个环的预测进动频率接近于在几个环礁源中看到的低频（\sim 20 - 35 Hz）准周期振荡的一半。
1998-08-21 astro-ph gr-qc
Rapidly rotating superfluid neutron stars in Newtonian dynamics
考虑到两种超流体之间的旋转速度差的影响，我们提出了一种构造和检验包含两种超流体的快速旋转牛顿中子星模型的公式。我们假定中子星是由超流中子和超流质子与正常流电子的混合物组成的。为了描述这两种超流体的牛顿动力学，采用了所谓的双流体形式主义的牛顿版本。对于两种超流的角速度完全相同的快速旋转超流星，将自转速度差对平衡态结构的影响看作是一个小扰动。我们推导了由于两种超流体的旋转速度差而引起的快速旋转超流星扰动结构的基本方程。假设超流体服从Prix，Comer和Andersson提出的简单解析状态方程，我们得到了扰动的数值解，发现超流体的密度分布强烈依赖于解析状态方程中的参数$σ$，它表征了所谓的对称能.还发现，如果Prix et al.的解析状态方程，微扰可以用与状态方程参数无关的普适函数来表示。
2003-09-19 astro-ph
Numerical Models of Binary Neutron Star System Mergers. I.: Numerical Methods and Equilibrium Data for Newtonian Models
中子星并合的数值模拟是近年来研究的热点。虽然这一现象的完整和准确的模型将需要相对论流体力学方程的演变以及爱因斯坦场方程，但对螺旋早期阶段的定性研究可以通过牛顿或后牛顿模型来完成，这更容易处理。在本文中，我们提供了一个旋转和非旋转（惯性）框架牛顿计算的结果进行比较。我们发现，旋转框架的计算提供了显着改善的精度相比，惯性框架模型。此外，我们表明，惯性系模型表现出显着的和错误的角动量损失的模拟过程中，导致一个非物理的inspiral的两个中子星。我们还研究了依赖于初始条件的模型，考虑初始配置，包括球形中子星，以及在平衡和潮汐扭曲的恒星。我们比较了Rasio & Shapiro（1992，1994a）和New & Tohline（1997）的模型。最后，我们研究了使用孤立星近似的初始数据的建设。
1999-11-10 astro-ph gr-qc
Rossby-Haurwitz waves of a slowly and differentially rotating fluid shell
最近的研究提出了怀疑的r模式的发生在牛顿恒星与大程度的差异旋转。为了评估这个猜想的有效性，我们已经解决了Rossby-Haurwitz波（薄壳上r波的类似物）的本征值问题，在存在微分旋转。所得到的结果表明，本征值问题是从来没有奇异的，至少对于薄壳的情况下，类似的r模式可以找到任意大程度的微分旋转。这项工作澄清了令人困惑的结果中获得的计算差分旋转轴对称牛顿星。
2001-07-09 astro-ph gr-qc
Uniformly rotating axisymmetric fluid configurations bifurcating from highly flattened Maclaurin spheroids
我们给出了一个彻底的调查序列的均匀旋转，均匀的轴对称牛顿平衡配置，分叉高度扁平麦克劳林球体。这些序列中的每一个都具有质量脱落极限。从这一点开始，序列朝着马克劳林序列和更远的方向前进。第一个序列导致众所周知的戴森环，而更高序列的端点的特征在于形成两体系统，或者是核环系统（对于第二，第四等序列）或双环系统（对于第三，第五等序列）。虽然Eriguchi和Hachisu在80年代绘制的一般定性图像已经得到证实，但在解释第一个双环层序的起源和属于更高层序的流体体的一般外观方面出现了细微的差异。
2002-08-14 astro-ph gr-qc
Newtonian models for black hole-gaseous star close binary systems
在牛顿引力理论框架下，利用数值精确定态位形研究了圆轨道黑洞-气态星密近双星系统。我们选择了一颗多方星作为二元系统的流体分量，并考虑了两种理想情况：1）同步旋转的恒星和2）非旋转旋转的恒星。它们分别对应于粘性影响下的旋转恒星和无粘极限下的旋转恒星。通过分析小间距双星系统的定态序列，我们可以讨论黑洞-气态星密近双星系统的最后阶段。我们的计算结果表明，在质量比和多方指数的较大参数范围内，系统均能达到Roche（-Riemann）极限态或Roche瓣填充态，而不会因潮汐力而发生流体动力学不稳定性.即使在广义相对论效应下，这种稳定的洛希（-黎曼）极限或洛希瓣填充态也很可能存在。因此，在演化的最后阶段，由引力波的发射引起的，而不是一个黑洞和一个恒星的合并，将发生罗氏溢出。
1998-08-12 astro-ph gr-qc
The stability of uniformly rotating stellar disks
我们探索了一种级数展开方法来计算各种均匀旋转的有限圆盘的振荡模式，无论有或没有暗晕。由于所有的模型都有相同的潜力，本调查的重点是在稳定性分析中的分布函数的作用。我们表明，未扰动分布的结构，特别是它的能量依赖性的稳定性行为的影响很大。此外，我们发现，均匀旋转的磁盘与晕一般可以功能螺旋状的不稳定性。
1995-05-05 astro-ph
Maximal mass of uniformly rotating homogeneous stars in Einsteinian gravity
使用多域谱方法，我们系统地研究了轴对称均匀旋转、均匀流体的广义相对论模型，推广了解析已知的麦克劳林和史瓦西解。除了曲线与这些解决方案和进一步的曲线的配置，旋转的质量脱落限制，两个以上的曲线被发现边界相应的两个参数组的解决方案。其中之一是从麦克劳林椭球序列分叉的牛顿透镜形序列，而另一个对应于具有无限中心压力的高度相对论性物体。详细讨论了引力质量和重子质量以及角速度、角动量和极向红移都达到最大值的位形的性质。特别地，与静态Schwarzschild解相比，我们得到了34.25%的引力质量增加。此外，我们提供了示例性的讨论角速度和引力质量的整个解决方案类。
2003-02-17 astro-ph gr-qc
R-mode oscillations of rapidly rotating Newtonian stars - A new numerical scheme and its application to the spin evolution of neutron stars
我们发展了一个新的数值格式来求解牛顿引力场中{ \it快速旋转多变星}的r模振荡。在该格式中，密度的欧拉摄动、速度的三个分量和振荡频率被视为四个未知量。对于振动的基本方程，用协调方程代替线性化的运动方程。利用这个方案，我们求解了多方指数为$N = 0.5, 1.0$和1.5的多方转动平衡序列的经典r-模振荡，其中$m = 2, 3$和4模为多方指数。这里$m$是球谐函数$Y_l^m$的秩。在考虑引力辐射和粘性效应的情况下，这些结果被应用于研究均匀旋转热年轻中子星的演化。我们发现，中子星的最大角速度约为开普勒角速度的10-20%，而与物质的软度无关。这证实了许多作者用慢旋转近似分析r模所得到的结果。
2000-08-23 astro-ph
Upper Limit Set by Causality on the Rotation and Mass of Uniformly Rotating Relativistic Stars
因果关系本身就足以为相对论性恒星的自转周期设定一个下限，作为它们最大观测质量的函数。也就是说，通过假设一个单参数状态方程满足v_sound < c，并且允许恒星的质量与观测到的最大中子星质量M_sph^max一样大，我们发现P[ms] > 0.282 + 0.196（M_sph^max/M_odot-1.442）。这个极限并没有假设物态方程与普通物质的已知低密度形式一致，但是如果加上这个假设，最小周期就会提高几个百分点。因此，根据因果关系，目前均匀自转恒星的最小周期为0.28毫秒（正常地壳的恒星为0.29毫秒）。最小化EOS产生具有由最大刚性核心支撑的最大软外部的模型。由因果关系对旋转中子星的最大质量设定的类似上限需要低密度匹配，并且该极限取决于匹配密度，即ε_m。我们重新计算它，得到一个稍微修正的值，M_rot^max \sim 6.1（2 * 10^14 g/cm^3 μ_m）^1/2 M_odot。
1996-08-27 astro-ph gr-qc
Collapse of Uniformly Rotating Stars to Black Holes and the Formation of Disks
广义相对论中的模拟表明，一个在质量脱落极限下旋转的、稍微不稳定的、均匀旋转的恒星的坍缩结果严重依赖于状态方程。对于一个非常僵硬的状态方程，这很可能是中子星的特征，基本上所有的质量和角动量的祖先被吞噬的克尔黑洞在崩溃过程中形成，几乎没有留下残余气体形成一个磁盘。对于绝热指数为Γ- 4/3 << 1的软状态方程，它描述了一个主要由热辐射压力支撑的超大质量或超大质量恒星，有多达10%的祖先质量避免了被捕获，并进入了中心黑洞周围的盘。我们提出了一个半解析计算，证实了这些数值结果，并显示了如何从简单的物理考虑，这种崩溃的最终结果可能是确定的。特别地，我们采用一个简单的能量变分原理和一个近似的后牛顿能量泛函来确定一个均匀旋转的多方恒星在坍缩开始时的结构作为多方指数n的函数，其中Γ= 1+1/n。然后，我们使用这些数据来计算最终黑洞和周围盘的质量和自旋。我们证明了总质量中留在盘中的部分随着3-n（相当于Γ- 4/3）的增加而急剧下降。
2004-04-16 astro-ph gr-qc
Dynamical non-axisymmetric instabilities in rotating relativistic stars
我们提出了在快速旋转的中子星动力学不稳定性的新结果。特别是，使用完全广义相对论的数值模拟，我们分析的影响，恒星的紧凑性上的阈值的动力学棒模不稳定性的发病，以及对其他动力学不稳定性的外观。通过使用在我们以前的研究[1]中开发和测试的外推技术，我们明确地确定了大范围的致密性的阈值，使用四个序列的恒定重子质量的模型，包括总共59个恒星模型。我们的阈值的计算是在很好的协议与牛顿的预测，并改善了以前的后牛顿估计。此外，我们发现，对于足够大的质量和紧凑的恒星，m=3的变形是增长最快的。对于所有考虑的模型，非轴对称的不稳定性被抑制在一个动态的时间尺度上，m=1的变形主导的不稳定性的最后阶段。这些结果与文献[1]中的结果一起表明，m=1的形变代表了完全广义相对论和牛顿引力下非轴对称动力学不稳定性的一种普遍的晚期特征。
2007-05-13 astro-ph gr-qc
Torsional Oscillations of Slowly Rotating Relativistic Stars
我们研究了旋转对具有固体地壳的振荡相对论恒星的扭转模的影响。牛顿理论的早期工作提供了扭转模式的旋转修正的估计，并建议他们应该成为CFS不稳定，即使是相当低的旋转速率。在这项工作中，我们研究的背景下，广义相对论使用弹性理论和慢旋转近似的旋转效果。我们发现，牛顿的图像并没有发生很大的变化。包含相对论效应只会导致定量修正。对于不同的$m$值的模式的简并性被去除，并且具有$\ell=m$的模式向零频率移动，并且在恒星旋转频率$\sim$ 20-30 Hz处变得长期不稳定。
2007-03-06 astro-ph gr-qc
Analytic solutions to the accretion of a rotating finite cloud towards a central object I. Newtonian approach
我们建立了一个稳定的分析吸积流模型的有限旋转气体云吸积材料的中心引力对象。流动的压力梯度被认为是可忽略的，因此，流动是弹道的。我们还假设一个稳定的流动，并考虑在球形云的边界处的粒子作为一个刚体旋转，具有固定量的向内径向速度。这是对Ulrich（1976）描述的传统无限气体云模型的推广。我们表明，流线和密度分布得到很大程度上偏离乌尔里希计算的。在模型上的参数的选择额外的自由度可以自然地解释在密集的集群中形成的原恒星的触发机制，在各种各样的外部物理机制确定的边界条件的研究。此外，正如预期的那样，该模型预测在中心物体周围形成一个赤道吸积盘，其半径与Ulrich（1976）计算的半径不同。
2008-12-20 astro-ph
Bar mode instability in relativistic rotating stars: a post Newtonian treatment
我们构建了不可压缩的分析模型，刚性旋转的恒星在PN重力和研究其稳定性对非轴对称雅可比杆模式。PN组态由均匀的三轴椭球体模拟，度规作为3+1 ADM形式的爱因斯坦方程的解获得。我们使用一个近似的子集的方程很好地适合于数值积分的强场，三维配置准平衡。这些方程是精确的PN阶，并承认齐次椭球的解析解。本文给出了这个解，以及整体守恒量M、M_0和J的解析泛函。利用变分原理，我们构造了具有常密度和静止质量的轴对称平衡序列，即Maclaurin椭球的PN推广，并与前人提出的其他PN序列和完全相对论序列进行了比较。然后，我们考虑非轴对称的椭球形变形的配置，保持J常数和旋转均匀，我们定位的点，在该点上的酒吧模式将被驱动的长期不稳定的耗散剂，如粘度。我们发现，偏心率的值，以及比值Ω^2/（πρ_0）和T/ |W|（定义不变），都随着恒星的相对论性增强而在不稳定性开始时增加。由于需要更高的旋转度来触发粘性驱动的棒模式，因为恒星的紧凑性增加，GR的效果是削弱不稳定性，至少到PN阶。这种行为是相反的长期不稳定性，发现通过Dedekind样模式驱动不稳定的引力辐射，支持的建议，在GR，非轴对称模式驱动不稳定的粘性和引力辐射可能不再一致。
1997-11-17 astro-ph gr-qc
Unification to the "Pseudo-General-Relativistic" analysis of accretion disks around rotating black holes and neutron stars
我用伪牛顿方法分析了旋转黑洞和中子星周围的相对论吸积现象，并表明这两种盘可以统一处理。为此，在文献中有许多伪牛顿势，可用来描述吸积盘的相对论性质。Kerr度规用来描述黑洞周围吸积盘的赝牛顿势，Hartle-Thorne度规用来描述中子星周围的吸积盘。另外两个势被提出来描述吸积盘的时间效应。利用这些势，我们研究了黑洞和中子星周围吸积盘的整体参数空间。我表明，对于不同的角动量的紧凑的对象，有效的磁盘参数区域显着变化，磁盘可能会变得不稳定，在某些情况下。为了使它处于稳定的状态，吸积物质的角动量必须通过某种物理过程来减小/增强（对于同向/反向旋转的盘）。研究了流体的性质如何随着物体的旋转而变化。此外，我显示的粘度的影响的流体性质的磁盘。从而找到了形成稳定吸积盘的统一物理参数区。随后，给出了一个理论预测的kHz QPO，为快速旋转的紧凑型物体4U 1636-53。
2003-03-05 astro-ph gr-qc
Non-adiabatic tidal forcing of a massive, uniformly rotating star II: The low frequency, inertial regime
我们研究了完全非绝热潮汐响应的均匀旋转的未演化的20 Msun星占主导地位的l=m=2分量的同伴的扰动潜力。这是一个二维隐式有限差分格式的数值。我们假设恒星旋转缓慢，因此离心力可以忽略，但科里奥利力被充分考虑。我们研究低频“惯性”制度的潮汐振荡频率在帧与恒星共转小于两倍的恒星自转速率。在该频率范围内，对流核心中激发惯性模式，它可以与辐射包层中旋转修改的g或r模式相互作用，并导致潮汐相互作用显着增强。共振相互作用与准环形（r-）模式在轻微超同步恒星导致有效的自旋下降到共转。
1997-06-18 astro-ph
Non-adiabatic tidal forcing of a massive, uniformly rotating star III: Asymptotic treatment for low frequencies in the inertial regime
本文将Zahn（1975，1977）最初考虑的大质量恒星在圆轨道上的伴星作用下所受潮汐力矩的渐近计算推广到旋转恒星的情况，即当强迫频率较小时，在惯性区，强迫频率小于旋转频率的两倍。结果证实了存在一个强大的环形模式共振功能逆行强迫，也有一个简单的描述的对流核心，一些核心惯性模式功能的存在下，在响应。这些是由Savonije和Papaloizou（astro-ph/9706186）在数字上发现的。
1997-06-18 astro-ph
On the minimum period of uniformly rotating meutron stars
我们证明，对于因果状态方程，中子星的最小自转周期取决于相对论性（紧致性）参数2GM/Rc ^2的最大值（静态中子星的因果关系所允许的最大值为0.7081）和中子星的最大测量质量。由Lasota等人（1996）的经验公式外推得出的这三个量之间的关系得出最小周期为0.288 ms，仅比Koranda等人（1997）在广泛精确的数值计算中获得的绝对下限高2%。
1999-01-11 astro-ph
Slowly rotating superfluid Newtonian neutron star model with entrainment
我们发展了一种形式主义来模拟慢旋转的超流牛顿中子星。双流体模型被用来描述物质，其中一种流体是被认为存在于成熟中子星的内部地壳和核心中的超流中子，而另一种流体是剩余成分（地壳核，核心超导质子，电子等）的电荷中性聚集体。我们包括夹带效应，这是两种流体之间的非耗散相互作用，其中一种流体中引起的动量将导致另一种流体的部分质量被携带。描述旋转平衡（即轴对称和静止配置）的方程近似使用慢旋转近似;在两种流体的旋转速率方面的扩展，其中仅保留到二阶的项。我们的形式主义允许中子以不同于带电组分的速率旋转。对于一个特殊的状态方程，这是在两个质量密度和相对速度的流体的平方，我们找到了一个解析解的慢旋转方程。这一结果提供了一个优雅的推广到两个流体问题的标准表达式为一流体多面体${\cal E} \propto ρ^2$。模型的状态方程包括夹带和一般足以考虑到现实的价值观，说，质量和半径的明星。它还包括一个可以与出现在更现实的状态方程中的“对称能”相关的项。我们使用解析解来探讨两种流体之间的相对旋转，"对称能"项，夹带如何影响中子星的局部粒子分布，以及全球的开普勒极限，椭圆率和转动惯量的数量。
2001-07-10 astro-ph gr-qc nucl-th
General relativistic spectra of accretion disks around rotating neutron stars
本文计算了在适当的时空几何条件下，不同物态方程、自旋速率和致密天体质量的吸积盘在旋转中子星周围的广义相对论能谱。分析包括计算经相对论修正的径向温度分布以及多普勒和引力红移对光谱的影响。为了简单起见，省略了光弯曲效应。将相对论谱与牛顿谱进行了比较，结果表明，两者的差异主要是由于相对论和牛顿圆盘解的径向温度分布不同。为了便于直接与观测比较，一个简单的经验函数已被提出，它描述了数值计算的相对论谱。这个经验函数（它有三个参数，包括归一化）也充分描述了牛顿谱。因此，该函数原则上可用于区分两者。特别地，其中一个参数（$β$ -参数）$\approx 0.4$的最佳拟合值对于牛顿情况，而对于相对论情况，其范围从0.1到0.35，取决于中子星的倾角、EOS、自旋速率和质量。约束这个参数，以适应未来的观测数据的X射线双星将表明强引力的影响，在观测到的光谱。
2000-11-28 astro-ph
Three-Dimensional Simulations of the Parker Instability in a Uniformly-rotating Disk
我们通过高分辨率模拟研究了均匀旋转对指数分层圆盘中Parker不稳定性的非线性影响。在线性阶段，气体的运动速度为亚音速，有旋转和无旋转的演化没有太大的区别。这是因为科里奥利力很小。在非线性阶段，磁谷附近的方向相反的超声速流受到不同方向的科里奥利力的影响，导致磁谷附近的磁场线扭曲。相对于初始场方向倾斜的片状结构被形成为具有相对于其初始值的1.5倍的列密度增强。虽然均匀旋转对密度增强没有太大影响，但它会产生螺旋扭曲的场线，这可能成为云的额外支撑机制。
1999-12-15 astro-ph
Anisotropy in Homogeneous Rotating Turbulence
均匀湍流旋转流体的有效应力张量是各向异性的。这使我们考虑最一般的轴对称四阶"粘性张量"的牛顿流体和新的条款中的湍流有效力在大尺度上产生的，除了微观粘性力。这些项中有些涉及涡量耦合，有些是角动量不守恒的（在旋转坐标系中）。此外，我们探讨了由于轴对称的响应函数和两点速度相关的约束。最后，我们比较了我们的粘性张量与其他四秩张量定义在当前的方法来非旋转各向异性湍流。
2003-12-02 astro-ph math-ph math.MP
