B335: A Laboratory for Astrochemistry in a Collapsing Cloud
我们目前的观察25个跃迁的17个同位素的9个分子到B335。为了约束坍缩云的化学模型，我们将我们的观测结果与文献中的数据与化学丰度模型进行了比较。所观察到的线模拟与蒙特卡罗代码，它使用各种物理模型的密度和速度作为半径的函数。尘埃温度作为半径的函数的自洽计算的辐射转移代码。然后计算每个半径的气体温度，包括气体-尘埃碰撞，宇宙射线，光电加热和分子冷却。结果提供输入到蒙特卡罗代码。我们认为这两个{ \it特设}阶跃函数模型的化学丰度和丰度从一个恒星形成的核心的演化自洽建模。阶跃函数模型可以相当好地匹配观测到的谱线，但它们需要化学丰度的径向变化的非常不可能的组合。在自洽的化学模型中，观测到的谱线与宇宙射线电离率和硫丰度有所增强的模型最匹配。我们简要地讨论了所需的步骤，关闭循环的灰尘和气体的建模，包括偏离中心的分子谱线。
2005-03-21 astro-ph
Outflows and Jets from Collapsing Magnetized Cloud Cores
恒星的形成通常伴随着外流现象。有强有力的证据表明，这些外流和喷流发射的原恒星盘的磁旋转过程。在这里，我们报告我们的三维，自适应网格，磁流体动力学模拟崩溃，旋转，磁化Bonnor-Ebert球体的性质是直接从观察。在纯氢的情况下，没有外流被视为相反，我们目前的模拟显示流出的原盘表面在~ AU和喷流在~ 0.07 AU后，一个强大的环形磁场建立。在我们的模拟结束时延伸到~ AU的大规模外流由环形磁压力（弹簧）驱动，而射流由磁离心力（fling）驱动。在我们模拟的最后阶段，这些风仍然被限制在两个各自的激波阵面内。此外，我们发现喷流风和盘锚定磁场提取了相当数量的角动量从原恒星盘。我们云核的初始自旋被选择得足够高，以产生一个双星系统。我们确实发现了一个紧密的双星系统（分离~ 3R_sol），它是早期形成的环状结构碎裂的结果。这些原恒星的磁场强度达到~ 3 kG，在距离中心1 AU处达到约3 G，与最近的观测结果一致。
2005-12-13 astro-ph
Global Nonradial Instabilities of Dynamically Collapsing Gas Spheres
当气体服从多方状态方程$p=Kρ^γ$（含$γ\le 4/3$）时，自相似解为球形云或恒星的引力坍缩提供了很好的描述。我们研究了Larson，Penston和Yahil相似解中的非径向扰动行为，这些解描述了坍缩云在核心形成之前的演化。我们的全局稳定性分析揭示了存在不稳定的酒吧模式（$l=2$）时，$γ\le 1.09$。特别是，对于适用于恒星形成早期阶段的等温球体的坍缩，相对于背景的$l=2$密度扰动，$δρ({\bf r},t)/ρ(r,t)$，增加为$(t_0-t)^{-0.352}\propto ρ_c(t)^{0.176}$，其中$t_0$表示核心形成的时期，$ρ_c(t)$是云中心密度。因此，随着坍缩的进行，等温云倾向于演化成椭球形（长棒状或扁圆盘状，取决于初始条件）。在II型超新星的背景下，核心坍缩由$γ\simeq 1.3$状态方程描述，我们的分析表明，在原中子星形成之前，坍缩核心中没有增长模式（密度扰动），尽管非径向扰动可以在随后的外核和包层吸积到中子星上期间增长。我们还进行了全局稳定性分析的自相似膨胀波解发现舒，它描述了后崩溃吸积（“由内而外”崩溃）的等温气体到原恒星。我们表明，这个解决方案是不稳定的扰动的所有$l$的，虽然增长率是未知的。
2000-04-18 astro-ph
Magnetic Fields and Rotations of Protostars
采用三维电阻MHD嵌套网格模拟方法研究了坍缩云核中磁场和角动量的演化。从均匀磁场中旋转的Bonnor-Ebert等温云开始，我们计算了从分子云核（n=10^4 cm^-3）到恒星核（n \simeq 10^22 cm^-3）的云演化。当云的初始状态具有相同的角动量但不同的磁场强度时，随着云的坍缩，云中心的磁场强度收敛到某一值。当10^12 cm^-3 < n < 10^16 cm^-3时，欧姆耗散会使磁场从坍缩的云核中大量消失，当n <10^12 cm^-3时，强烈扭曲的磁场线也会退准直。当nc > 10 ^16 cm^-3时，磁场线再次扭曲和放大，因为磁场与热气体重新耦合。最后，原恒星在其形成时期有0.1- 1 kG的磁场，这与观测相当。原恒星的磁场强度与宿主云的角动量有关。由缓慢旋转的云核形成的原恒星具有更强的磁场。角动量的演化与磁场的演化密切相关。坍缩云中的角动量被磁效应所消除。形成的原恒星在其形成时期有0.1-2天的自转周期，比观测的略短。这表明，角动量的进一步去除机制，如原恒星与盘，风气体或喷流之间的相互作用是重要的，在原恒星的进一步演化。
2007-07-21 astro-ph
Dynamical Expansion of H II Regions from Ultracompact to Compact Sizes in Turbulent, Self-Gravitating Molecular Clouds
超致密H II区（UCHRs）的性质仍然很难确定。特别是，如果它们在年轻的大质量恒星周围形成，并持续一个动力学时间，大约10^4年，那么它们的数量级比预期的要多。在这里，我们进行三维数值模拟的H II区域的自引力，辐射冷却的气体，有和没有超音速湍流的膨胀。在层流的情况下，我们发现，H II区膨胀在坍缩的核心产生近球形壳，即使电离源是偏离中心的核心。这与幂律介质中爆炸波的解析模型相一致。在湍流的情况下，我们发现，H II区不中断的中央塌陷区，而是扫了一个壳的气体中发生进一步的崩溃。虽然这并不构成触发，因为被扫起的气体最终无论如何都会坍缩，但它确实使坍缩区域暴露在电离辐射之下。我们认为，这些区域的二次坍缩，这将不会全部本身形成大质量的恒星，可能会形成观察到的UCHR的大部分。由于较大的壳层需要超过10^5年才能完成其演化，这可以解决时间尺度问题。我们的建议得到了普遍观察到的UCHRs周围更弥散的辐射的支持。
2007-06-30 astro-ph
Photodissociation feedback of Population III stars \\on their neighbor prestellar cores
我们调查的恒星形成过程中的原始环境中的辐射反馈的存在下，其他第III族恒星形成较早。在本文中，我们将注意力集中在光离解辐射的影响，以充分了解辐射反馈效应。我们对这个问题进行了三维辐射流体动力学模拟以及分析估计，特别注意恒星形成云的自屏蔽效应和动力学。因此，我们发现源星的点火时间是至关重要的。如果点火晚于坍缩云中心密度超过$\sim 10^3-10^4{\rm cm^{-3}}$的时期，那么坍缩就不能恢复，即使源星位于$\la$ 100 pc。临界密度的不确定性来自于坍缩云初始条件的变化。给出了在给定中心密度、温度和辐射云的莱曼-沃纳（LW）带通量的条件下，云发生坍缩的解析判据。虽然我们关注的是来自邻近恒星的辐射，但这一结果也可以应用于漫LW辐射场的影响，这是预期在宇宙再电离之前建立的。我们发现，自引力云可以很容易地从扩散LW辐射的自屏蔽，并继续其密度大于$\sim 10^3 {\rm cm^{-3}}$的崩溃。
2007-01-08 astro-ph
Primordial molecular clouds
现在大家都知道，一个原始的化学，涉及在核合成期间产生的轻元素，可能在氢后重组时代发展。特别地，将产生分子离子和原始分子，例如H2、HD和LiH。我们总结了复合时代后的原始化学，然后提出了一个简单的云的引力坍缩模型。本文还讨论了这种坍缩的原云通过热不稳定性而碎裂的可能性。我们认为这项研究也可以扩展到CO分子，因为碳库分子CO已经在高红移物体中观察到。
1999-02-03 astro-ph
Gravitational Collapse of Filamentary Magnetized Molecular Clouds
我们开发的磁化等温圆柱体的自相似崩溃模型。我们找到的解决方案的情况下，流体具有恒定的环形磁通量质量比（伽马_phi=常数）和流体的情况下，具有恒定的气体磁压力比（β =常数）。在这两种情况下，我们发现，低磁化强度导致密度分布的行为在大半径的rho ~ r^{-4}，并在高磁化强度，我们发现密度分布的行为rho ~ r^{-2}。这种密度行为与流体静力学的惯性结构是相同的，这表明仅仅测量密度不能区分流体静力学的和坍缩的细丝-需要测量速度。我们的解表明，在坍缩阶段，自相似径向速度表现为v_r ~ r，并且与坍缩的自相似球不同，不存在随后的吸积（即膨胀波）阶段。我们还研究了这些圆柱体的碎裂特性，并发现在这两种情况下，存在的环形场的行为，以加强对破碎的圆柱体。最后，在我们的模型中的崩溃时间尺度短于碎裂时间尺度。因此，我们预计高度坍缩的细丝可以在它们被引力碎裂成碎片之前形成。
2003-06-23 astro-ph
Exact solutions of the aspherical axisymmetric gravo-magnetic condensation
我们找到精确和明确的解决方案的轴对称MHD方程的自引力多方气体。这些解能够描述具有非球面压力、非球面引力势、磁场和旋转的坍缩云团的一个均匀收缩的亚音速扁平内核。描述旋转和磁化云坍缩的两个解是在极点或赤道处的外流。
2001-08-29 astro-ph
On the formation of massive stellar clusters
在这里，我们模拟了一个恒星形成工厂，在这个工厂中，恒星的不断创造导致了一个高度集中的大质量（球状星团样）恒星系统。我们表明，在非常一般的条件下，在ISM中的大规模引力不稳定性，这引发了大质量云的崩溃，导致与援助的自发的第一代大质量恒星，一个常设的，小半径，冷和致密的外壳。最终，随着更多的坍缩物质被处理和合并，壳层变得重力不稳定并开始碎裂，从而形成新的恒星，同时保持其位置。这是由于来自坍缩云团的冲压压力与形成中的星团施加在壳层上的引力之间建立了细致平衡，这些压力与新星聚集所沉积的机械能作用。我们分析了碎片的质谱，结果从连续破碎的站立壳，并表明其形状是很好的近似在高质量端的幂律与斜率-2.25，非常接近的值，适合通用IMF。连续产生的恒星的自污染导致大规模（$\sim$ 10 $^6$ M $_\odot$）集群中的大金属扩散，而质量类似于10 $^5$ M $_\odot$或更小的集群，只是反映了坍缩云的初始金属性。这与银河系中球状星团的现有数据非常吻合。
2003-08-25 astro-ph
Collapse of Low Mass Clouds in the Presence of UV Radiation Field
本文讨论了在紫外辐射场作用下，边缘Jeans不稳定原始气体云的坍缩。假设动力学坍缩近似以等温自相似的方式进行，我们研究了坍缩中心核的热演化，直到H $_2$冷却占主导地位的光加热和温度下降到低于$10^4$ K.因此，冷却堆芯的质量被计算为$M_{cool}=3.6\times 10^6 M_\odot(I_{21}/1)^{-0.32}$。这个比例仅取决于入射紫外线强度，并提供了一个较低的限制，在紫外线辐射领域的塌陷物体的质量。
2000-04-21 astro-ph
Smoothed Particle Hydrodynamics in Thermal Phases of a One Dimensional Molecular Cloud
本文研究了离子中性（或双极）扩散加热速率对分子云热相的影响。我们使用双极扩散与双流体光滑粒子流体动力学的建模，如Nejad-Asghar & Molteni所讨论的。考虑了双极漂移加热率对分子云净冷却函数的影响，研究了自引力磁化一维平板中的热相。结果表明，云的外部满足等压热不稳定判据，因此，这些区域是热不稳定的，而内部是稳定的。这一特征可能是导致坍缩分子云外部形成行星形成的原因，也可能与团块中形成致密核心的恒星有关。
2008-04-27 astro-ph
Time-dependent CO depletion during the formation of protoplanetary disks
当使用分子线观测追踪恒星形成时，了解气体丰度分布是必不可少的。改变密度和温度条件会导致气体冻结在尘埃颗粒上，这需要在建模坍缩的分子云时加以考虑。这项研究的目的是提供一个现实的估计CO丰度分布在整个崩溃的分子云。我们提供了丰度剖面和合成谱线，可以与观测进行比较。我们使用一个二维流体动力学模拟的坍缩云和随后形成的原行星盘作为输入的化学计算。从由此产生的丰度，合成光谱计算使用分子激发和辐射转移代码。我们比较了三种不同的方法来计算CO的丰度。我们的模型还考虑了宇宙射线解吸和CO结合能增加的影响。由此产生的丰度配置文件进行比较，从文献中的观察，并发现同意。由此产生的丰度分布与解析近似吻合得很好，相应的线通量与观测数据相匹配。我们开发的方法来计算流体动力学模拟中的丰度应大大有助于这些观察比较，可以很容易地推广到包括气相反应网络。
2008-07-07 astro-ph
Protostellar Collapse with Various Metallicities
研究了引力坍缩的原恒星云的热演化和化学演化，重点关注它们对金属丰度的依赖性。计算进行了一系列的金属丰度跨越本地星际值为零。在云对连续辐射透明的时间内，金属丰度较低的云的温度较高，反映出较低的辐射能力。然而，一旦云变得不透明，在瞬态核的绝热收缩过程中，它们在密度-温度平面上的演化轨迹收敛到一条唯一的曲线，该曲线仅由物理常数决定。此后，轨迹彼此重合。因此，无论母云的气体成分如何，形成时恒星核心的大小都是相同的。
2000-03-15 astro-ph
Optical polarimetry toward the Pipe nebula: Revealing the importance of the magnetic field
磁场被认为在自引力云的形成和支持以及其中原恒星的形成和演化中起着重要的作用。我们使用R-波段线性偏振仪收集约12000颗恒星在46个领域的视线朝向烟斗星云，调查整个黑暗的云复杂的偏振特性。平均极化矢量表明，磁场局部垂直于烟斗星云的大结构（“茎”），表明全球崩溃可能是由双极扩散驱动的。烟斗星云的偏振特性明显地发生了变化。星云的西北端（B59区域）被发现具有低偏振度和偏振位置角的高色散，而在云的另一端（“碗”），我们发现平均偏振度高达$\approx$ 15%和偏振位置角的低色散。天空磁场强度的平面估计从B59区域的大约17 $μ$ G到碗状区域的大约65 $μ$ G不等。我们提出，存在三个不同的区域，这可能与云的不同演化状态有关;这一想法得到了管道极化特性和估计的质量流量比的支持，该质量流量比在B59区域的超临界和碗内的亚临界之间变化。我们确定的三个区域是：B59区域，目前正在形成恒星;茎，似乎处于恒星形成的早期阶段，物质已经经历了坍缩阶段，但尚未诞生恒星;碗，代表云的最早阶段，其中坍缩阶段和云碎片已经开始。
2008-06-06 astro-ph
Formation of Twin Clusters in a Galactic Tidal Field
球状星团的形成至今仍是一个未解的难题。虽然大多数情况下假设一个巨大的分子云作为祖先，但尚不清楚云是如何转变为星团的。本文研究了一个超新星诱发团簇形成的方案。在这种情况下，扩展的SN壳层积累了云的质量。这伴随着分裂，导致壳层中的恒星形成。如果这个恒星壳层膨胀得足够慢，它的自重会导致一个快速消失的壳层，从而形成一个或几个星团。本文用N体方法模拟了星系势场中在圆轨道上运动的坍缩壳层。结果表明，典型的壳层（10^5 Msun，30 pc）在银河系中心距离3到11 kpc的范围内演化为孪生星团。它们的质量表现出强烈的径向趋势：在5kpc以内的轨道上，两个星团的质量几乎相等。在5千秒差距外，质量较大的孪生星团约占壳层质量的55%，而质量较小的孪生星团在11千秒差距时线性减少到15%。在11千秒差距之外，坍缩的壳层最终形成一个簇。在3千秒差距内，贝壳被潮汐破坏，只有比最初的贝壳质量小得多的碎片幸存下来。
2001-06-28 astro-ph
Determining the cosmic ray ionization rate in dynamically evolving clouds
电离分数是决定恒星形成区化学和物理演化的重要因素。在这类天体的致密、黑暗的无星核心中，电离率主要由宇宙射线决定;因此，可以根据不同分子示踪剂的相对丰度，使用简单的分析估算来确定宇宙射线电离率。本文使用一个简单的模型来研究两个著名的估计在动态演变的分子云的准确性。据发现，虽然基于H3+，H2，CO，O，H2O和HCO+的丰度的解析公式给出了一个相当准确的测量宇宙线电离率在静态，静止的云，显着的差异发生在快速发展（崩溃）的云。最近的证据表明，分子云可能包括复杂的，动态演变的子结构，我们的结论是，简单的丰度比不提供可靠的估计宇宙射线电离率在动态活跃的地区。
2005-11-02 astro-ph
Filaments, Collapse and Outflows in Massive Star Formation
我们目前的结果，从我们的数值模拟坍缩的大规模分子云的核心。这些数值计算表明，大质量恒星以超过10^-3 Msol/yr的质量吸积速率快速聚集，并证实了坍缩阶段的质量吸积比自相似坍缩解dM/dt ~ c^3/G预测的要有效得多。我们发现，在非湍流核的原恒星组装过程中，质量吸积达到20 - 100 c^3/G。此外，我们探讨了自洽结构的双极流出，产生在我们的三维磁化崩溃模拟。这些外流产生的空洞可以释放辐射压力，从而减少了由引力坍缩形成的大质量恒星的最终质量限制。质量吸积率的进一步增强来自于沿由超音速湍流运动建立的细丝的吸积。我们对坍缩湍流核的数值计算结果表明，质量吸积速率高达10^-2 Msol/yr。
2008-07-04 astro-ph
Radiation-Hydrodynamical Collapse of Pregalactic Clouds in the Ultraviolet Background
为了阐明紫外背景辐射对星系前云坍缩的影响，我们实现了辐射流体动力学计算，结合一维球流体动力学与电离光子的辐射转移的精确处理。明确考虑了紫外光子的吸收和散射。事实证明，在暗物质势内收缩的气体云不会进入流体静力学平衡，但即使在外部紫外光场的存在下也会发生逃逸坍缩。云的中心被证明是成为自屏蔽电离光子的辐射转移效应之前收缩到旋转障碍。基于我们的模拟结果，我们进一步讨论了在失控坍缩核心中H2冷却和随后恒星形成的可能性。目前的结果是密切相关的亚星系人口III对象的生存，以及到星系际空间的金属注入。
2000-04-05 astro-ph
Three-dimensional Continuum Radiative Transfer Images of a Molecular Cloud Core Evolution
我们分析了一个三维光滑粒子流体动力学模拟的一个不断发展和后来崩溃的前恒星核心。使用三维连续辐射转移程序，我们在7微米，15微米，175微米，和1.3毫米的不同的演变时间和视角生成图像。我们讨论了不同波长的星前核性质的可观测性。对于非对称碎片的例子，它示出，误导，来自相应的图像的一维分析的密度分布是一致的与一维的核心演变模型。我们的结论是，一维建模的基础上列密度解释的图像不产生可靠的结构信息，多维建模是必需的。
2004-10-12 astro-ph
Molecules in a gravitational collapse
分子的原始化学研究涉及到许多与坍缩分子原云的热平衡有关的有趣问题。在许多天体物理的情况下，分子冷却和加热影响介质的动力学演化。大量分子的存在对坍缩物体的动力学演化至关重要。由于云的温度随着收缩而升高，冷却机制对结构的形成很重要，通过降低压力对抗重力，即通过允许吉恩不稳定的原云继续坍塌。对于第一代对象来说尤其如此。有人提出，宇宙氢重组后，可以立即形成有限数量的分子，如$H_2$、$HD$和$LiH$（Lepp和Shull 1984，Puy等1993）。宇宙学丰度分数$HD/H_2$很小。然而，非零永久电偶极矩的存在使得$HD$在中等温度下可能比$H_2$更重要，尽管$HD$比$H_2$少得多。最近，Puy和Sinore（1997）指出，在引力坍缩的早期阶段，对于某些坍缩物质，当坍缩的原结构温度约为200 K时，$HD$分子是主要的冷却剂。因此，我们解析地估计了原云坍缩过程中的分子冷却。然后，讨论了在引力坍缩早期阶段存在热不稳定性的可能性。
1998-12-22 astro-ph
Time evolution of simple molecules during proto-star collapse
我们研究的形成和演化的几个分子在一个崩溃的星际云使用一个相当大的反应网络包含超过四百个原子和分子物种。我们采用了一个随时间变化的，球对称的，流体动力学代码遵循的流体动力学和化学演化的崩溃云。流动被假定为自引力。我们使用两个模型来研究流体动力学演化：在第一个模型中，我们将物质注入到最初的低密度区域，在第二个模型中，我们从一个恒定密度的云开始，让它由于自引力而崩溃。我们研究了这两种情况下的中央核心的演变。在计算分子氢的形成过程中，我们考虑了颗粒化学的影响，并在每个时间步上进行了气体和颗粒化学的计算。我们遵循的崩溃超过$10^{14}$ s（约300万年），并提出了全球平均丰度的各种简单的，但生物学上重要的分子，如甘氨酸，丙氨酸等的时间演变，我们比较我们的结果与那些从观察中发现，对于较轻的分子的协议一般是非常好的。对于复杂分子，我们倾向于低估丰度。这表明可能存在其他途径来形成这些分子或需要更准确的反应速率。关键词：流体动力学;恒星形成; ISM;化学演化
2008-06-28 astro-ph
Dissipation of Magnetic Flux in Primordial Gas Clouds
我们报道了PopIII星周围吸积盘的种子磁通量的强度。由于磁旋转不稳定性（MRI）引起的湍流，吸积盘中的磁场可能在角动量输运中起重要作用。另一方面，由于原始恒星形成云不含重元素和重粒子，它们在引力收缩过程中经历了与现代恒星形成分子云截然不同的热历史和磁场耗散历史。为了估算PopIII星吸积盘中的磁场强度，我们计算了原始坍缩云的热历史，并研究了磁场与原始气体的耦合.结果表明，在整个坍缩过程中，磁场与原始气体云之间存在着强耦合，即只要初始场强满足$ B\lesssim 10^{-5}(n_{\rm H}/10^3{\rm cm^{-3}})^{0.55}{\rm G}$，磁场就会冻结在气体云上.
2004-03-20 astro-ph
Investigating thermal evolution of the self-gravitating one dimensional molecular cloud by smoothed particle hydrodynamics
离子中性（或双极）扩散的加热可能会影响分子云的热相。我们提出了这种加热机制的分子云的热不稳定性的影响的调查。我们选取了一个考虑自引力和双极扩散的弱电离一维平板结构来研究它的热相。我们使用板片的热力学演化来获得板片云变得热不稳定的区域。我们调查这种演变使用双极扩散模型与两种流体光滑粒子流体动力学，概述了霍斯金和惠特沃思。首先，我们对该技术的某些部分进行了改进，以检验前人在等温自引力平板中双极扩散行为方面的工作。之后，改进的双流体技术被用于板的热演化。结果表明，云的热不稳定性在云的中间部分可能存在较大的密度差。我们认为，这一功能可能是负责行星形成在中间地区的崩溃分子云和/或也可能是有关的恒星形成致密的核心在团块。
2008-07-09 astro-ph
Collapse and expansion in the bright-rimmed cloud SFO 11NE
我们报告的搜索结果的双峰蓝偏落签名在明亮的边缘云芯SFO 11NE SMM 1。对光学厚的HCO $^{+}$和光学薄的H $^{13}$ CO $^{+}$ J=3- 2谱线的观察表明，确实存在一个特征性的双峰谱线轮廓，但偏向红色而不是蓝色。模拟的尘埃连续排放和线的轮廓表明，在SFO 11 NE SMM 1的运动是一致的，由一个不断扩大的外壳包围着一个崩溃的中央核心。我们发现，坍缩发生在一个类似的速度，预计到一个单一的太阳质量的原恒星，是不太可能代表大规模的气体坍缩到红外集群看到在SFO 11NE SMM 1的心脏。外层包层的膨胀速度比云表面光蒸发流的膨胀速度要大得多。模拟膨胀是一致的散装云再膨胀阶段预测的辐射驱动的内爆模型的彗星云。
2004-02-24 astro-ph
Formation of Three-Dimensional Black Strings from Gravitational Collapse of Dust Cloud
在三维低能弦论中，我们研究了圆柱形尘埃云的引力坍缩形成黑弦的过程。新的交界处的条件，以及两个交界处的条件，指标和外在的曲率之间的两个区域的云。结果表明，坍缩的尘埃云在有限的坍缩时间内总是坍缩成黑弦，然后在原点形成的曲率奇点被事件视界掩盖。此外，它也表明，崩溃过程可以在有限的时间内形成一个裸奇点，无论初始数据的选择。
2007-05-01 astro-ph gr-qc hep-th
Neutrino Interaction with Nucleons in the Envelope of a Collapsing Star with a Strong Magnetic Field
研究了在强磁场作用下，中微子主流通过坍缩余核包层时中微子与核子的相互作用。导出了反应速率和通过中微子被核子散射和直接URCA过程转移到介质中的能量动量的一般表达式。在中微子准平衡条件下，计算了强磁场中介质的参数。给出了中微子平均自由程的数值估计和沿磁场作用在包络上的力的密度。结果表明，在强环向磁场中，中微子部分透过的包络区在主中微子通量通过时间尺度上可获得较大的角加速度。
2004-02-28 astro-ph hep-ph
