Magnetic field configurations in neutron stars from MHD simulations
利用PLUTO程序对正压中子星的磁场演化进行了非线性磁流体动力学模拟。对于最初占主导地位的极向和环向场，具有不同的强度，我们发现，该领域定居下来的混合极向环形配置，其中的环形组件之间的贡献10%和20%的总磁能。然而，这不是一个严格的平衡，因为不稳定性导致湍流的发展，这反过来又引起了一个逆螺旋度级联，这决定了最终的“扭曲环面”设置。因此，最终的场配置由不稳定性的非线性饱和决定，并且不是静止的。然而，在我们的模拟中，极向分量和环形分量的平均能量近似稳定，并且在表面出现复杂的多极结构，而磁场在恒星外部的外边界处是偶极的。
2020-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
General Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Magnetically Choked Accretion Flows around Black Holes
有序磁场的存在对黑洞吸积流和喷流产生了定性的影响。我们研究了全三维全球广义相对论磁流体动力学（MHD）模拟的径向扩展和厚（高度$H$圆柱半径$R$比$|H/R|\sim 0.2--1$）吸积流周围的BH与各种无量纲自旋（$a/M$，BH质量$M$）和初始toroidally-dominated（$ϕ$定向）和poloidally-dominated（$R-z$定向）磁场。首先，对于环向场模型和具有足够高的$|a/M|$的黑洞，相干的大尺度（即$\gg H$）偶极向磁通补丁出现，穿过黑洞，并产生瞬态相对论喷流。其次，对于极向场模型，极向磁通量很容易通过磁盘从大半径吸积，并建立一个自然的饱和点附近的BH。对于足够高的$|a/M|$或足够低的$|H/R|$，极性磁场将流入压缩成几何上薄的高度非轴对称的“磁扼吸积流”（MCAF），在该磁扼吸积流内，标准的线性磁旋转不稳定性被抑制。在大部分视界上的高磁化状态的条件是最佳的布兰德福德-Znajek机制，产生持久的相对论性喷流与$\gtrsim 100$ %效率为$|a/M|\gtrsim 0.9$。在压缩入流和膨胀喷流磁层之间形成了一个Rayleigh-Taylor和Kelvin-Helmholtz磁层不稳定界面，驱动了一种新的喷流-圆盘准周期振荡（JD-QPO）机制.对于具有相干质量因子$Q\gtrsim 10$的$a/M\sim 0.9$，…
2012-05-29 astro-ph.HE 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
Jets from Scratch: Dynamo-Generated Poloidal Magnetic Fields in 3D Collapsar Simulations
JILA, University of Colorado and National Institute of Standards and Technology（科罗拉多大学杰拉与联合研究所，美国国家标准与技术研究院）；Department of Astrophysical and Planetary Sciences, University of Colorado（科罗拉多大学天体物理与行星科学系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）；Department of Physics and Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院物理系及卡弗里天体物理学与空间研究研究所）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理学系）；Steward Observatory, Department of Astronomy, University of Arizona（亚利桑那大学天文学系斯图尔德天文台）
研究通过三维广义相对论磁流体力学模拟，揭示了 collapsar 中通过 accretion-disk 动发电机产生大尺度极性磁场，从而驱动高能喷流的机制，其贡献与长持续时间伽马射线暴的能量相匹配。
2026-06-16 astro-ph.HE gr-qc
Relativistic models of magnetars: the twisted-torus magnetic field configuration
我们发现了磁星平衡磁场组态的广义相对论解，扩展了Colaiuda等人（2008）的先前结果。我们的方法是基于相对论的Grad-Shafranov方程的解决方案，麦克斯韦方程组可以减少在一定的限制。我们得到的平衡解的环形磁场分量被限制在一个有限的区域内的恒星，和极向分量延伸到外部。这些所谓的扭曲环面配置已被发现是在牛顿引力框架下的动力学模拟的最终结果，并且似乎比其他配置更稳定。该解决方案包括高阶多极子，这是耦合到占主导地位的偶极场。我们使用最小能量的参数来约束环向场与极向场的比值。
2010-10-25 astro-ph.SR gr-qc
General-relativistic resistive-magnetohydrodynamics simulations of self-consistent magnetized rotating neutron stars
University of New Hampshire（新罕布什尔大学）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；National Center for Supercomputing Applications, University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校超级计算应用国家中心）；Academy of Athens（雅典科学院）；Universitat de Valéncia（瓦伦西亚大学）；Niels Bohr International Academy, Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔国际学院，尼尔斯·玻尔研究所）；The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）；University of the Ryukyus（冲绳大学）
研究电阻对中子星动态演化及准平衡态的影响，揭示电阻对磁流体不稳定性发展和引力波幅度的抑制作用。
2025-02-20 astro-ph.HE gr-qc
Hydromagnetic Instabilities in Neutron Stars
在广义相对论中，我们假设多方状态方程，建立了中子星极向磁场的非线性理想磁流体动力学模型。我们确定熟悉的磁流体模式，特别是“香肠/静脉曲张”模式和“扭结”固有的极向磁场的不稳定性。这种演化主要是由扭结不稳定性引起的，它导致了磁场的灾难性重构。系统随后演化到新的、非轴对称的、准平衡的最终状态。这个稳定的准平衡分支的存在可能会对磁星物理学产生影响，包括耀斑的产生机制和准周期振荡的解释。
2011-05-24 astro-ph.SR gr-qc
Alfvén Polar Oscillations of Relativistic Stars
我们研究了相对论性恒星在强的全球极向偶极子磁场作用下的极阿尔文振荡。在这里，我们只专注于轴对称振荡，研究了数值发展的二维扰动方程。我们的研究表明，极Alfvén振荡的频谱是离散的轴向Alfvén振荡的频谱是连续的。我们还表明，典型的流体模式，如f和p模式，并没有显着的强磁场的存在下的影响。
2009-02-11 astro-ph.HE gr-qc
Twisted-torus configurations with large toroidal magnetic fields in relativistic stars
理解中子星内部磁场的性质仍然是一个理论上的挑战。在过去的几年里，扭曲环面几何在牛顿和广义相对论平衡模型中都得到了考虑，因为它们代表了对中子星内部的潜在良好描述。所有这些工作都发现了一个明显的内在限制几何是极向场主导的，与一个环形到极向能量比的恒星是<10%，除非表面电流包括在内，磁场被允许是不连续的。这种限制与一般的预期形成鲜明对比，即恒星内部应该存在更高的环向场，并对这些配置的稳定性和真实性产生怀疑。我们在这里讨论如何克服这一限制，通过采用一个新的处方的方位角电流，导致磁化平衡的环形到总磁场的能量比可以高达90%，从而包括环形场为主的几何形状。此外，我们的研究结果表明，对于一个固定的外部磁场强度，较高的环形场能量意味着更高的总磁能存储在恒星中，具有潜在的强烈影响预期的电磁和引力波发射从高度磁化的中子星。
2013-09-19 astro-ph.SR gr-qc
Relativistic Dynamos in Magnetospheres of Rotating Compact Objects
基于静止轴对称几何条件下的相对论欧姆定律，解析研究了相对论致密天体旋转磁层中轴对称磁场的运动演化。通过忽略简化磁层模型中等离子体的极向流动，我们讨论了由于参考系拖曳效应（最初由Khanna & Camenzind指出）而产生的自激发电机，并提出了产生轴对称磁场以对抗欧姆耗散的替代过程。第一个过程（可称为感生激发）是由背景均匀磁场的帮助以及惯性系的拖曳引起的。结果表明，激发多极分量的极向场和方位场的持续作为固定模式，和外出坡印亭通量收敛向旋转轴。第二种是通过方位角对流的自激发电机，这被认为是有效的，如果等离子体旋转变得高度相对论性的角速度的急剧梯度。在这种情况下，不需要框架拖曳效应，并且电荷分离和等离子体旋转之间的耦合变得重要。我们简要讨论了相对论磁层中的活动现象的结果。
1999-08-27 astro-ph 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
Torsional oscillations of magnetized neutron stars with mixed poloidal-toroidal fields
在迄今为止观测到的三个软伽马射线中继器巨型耀斑中发现的准周期振荡被解释为恒星磁场剧烈重排后的星震引起的地壳振荡。基于这些观测结果，我们研究了磁场几何形状对磁化中子星扭转振荡频率的影响。我们使用现实的列表状态方程的核心和地壳的恒星和模型的磁场作为一个偶极子加上一个环形组件，使用相对论的梯度Shafranov方程。扭转模态的频率是由Cowling近似下的线性摄动方程所构成的特征值问题的数值解得到的。我们的研究结果表明，这些恒星的星震学变得复杂的退化的频率，由于大的相关参数空间。然而，我们能够提出一个可测试的方案，其中的磁场的重新排列导致的频率的演变。最后，我们发现，有一个磁场配置，最大化的能量在扰动的线性顺序，这可能与触发的巨大耀斑。
2019-09-12 astro-ph.HE 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
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
Self-consistent scenario for jet and stellar explosion in collapsar: General relativistic magnetohydrodynamics simulation with dynamo
本文通过含发电机项的全广义相对论电阻磁流体力学模拟坍缩星，揭示了黑洞自旋放大磁场、建立整体极向磁场并驱动 Blandford-Znajek 喷流与恒星爆发的自洽过程，成功解释了长伽马射线暴与宽线 Ic 型超新星的关联。
2025-02-04 astro-ph.HE gr-qc
Stably stratified magnetized stars in general relativity
我们构造磁化星组成的流体稳定分层的熵梯度在广义相对论的框架内，假设理想的磁流体力学和采用正压状态方程。我们首先重温基本方程描述稳定分层静止轴对称恒星包含极向和环向磁场。作为样本模型，Ioka和Sasaki（2004）考虑的磁化星，其中磁场被限制，被修改为稳定分层的。在这项研究中新构建的磁化恒星被认为是更稳定的比现有的相对论模型，因为他们都有极向和环形磁场具有可比的强度，和磁浮力不稳定性附近的恒星，可以稳定的分层，被抑制。
2012-07-09 astro-ph.HE gr-qc
General relativistic models for rotating magnetized neutron stars in conformally flat spacetime
磁星异常的能量活动通常被解释为$10^{15-16}$ G量级的巨大内部磁场的耗散。在中子星的形成过程中，如此强大的磁场是如何产生的，这仍然是一个积极的研究课题。快速旋转可以扮演一个重要的角色：如果磁星是以毫秒级旋转体的形式诞生的，那么发电机机制可能会有效地放大坍缩期间从祖星继承的磁场。在这种情况下，快速旋转和强磁场的组合不仅决定了形成强大喷流驱动爆炸的正确物理条件，表现为伽马射线暴，而且还决定了丰富的引力波发射。强磁场确实能够在恒星中引起显著的四极形变。本文分析了在理想磁流体动力学条件下，自转和磁化对多变轴对称中子星结构的联合作用。我们将考虑纯环形或纯极向磁场几何形状。通过一个大的参数空间的采样，我们概括了以前的文献中的结果，推断新的定量关系，允许参数化的诱导变形，也考虑到由于恒星的紧凑性和电流分布的影响。最后，在纯极向场的情况下，我们还讨论了如何不同的处方表面电荷分布（规范自由）修改周围的电层的属性及其物理含义。
2017-05-10 astro-ph.HE 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
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
Magnetic fields in anisotropic relativistic stars
研究了由重力磁化各向异性流体组成的相对论球对称组态。对于这样的配置，我们得到的静力平衡解决方案与轴对称，极向磁场产生的环形电流。这种场的存在会导致配置的形状与球对称的微小偏差。这又导致电流方程的修改，并相应地导致由各向异性流体支持的系统的内部磁场结构的变化，这与各向同性流体的情况相反，在各向同性流体的情况下，这种偏差不影响磁场。
2015-02-28 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
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
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
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
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
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
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
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
Magnetic Braking in Differentially Rotating, Relativistic Stars
在广义相对论中研究了不可压缩均匀密度恒星差速转动的磁制动和粘性阻尼。差速旋转的恒星在平衡状态下可以比非旋转或匀速旋转的恒星支持更多的质量。双星中子星合并或超新星核心坍缩的残余物可能会产生这样一颗“超大质量”的中子星。虽然超大质量中子星在动力学时间尺度上可能是稳定的，但磁制动和差速旋转的粘性阻尼最终会改变平衡结构，可能导致延迟的灾难性坍缩。这里我们考虑慢旋转弱磁场极限，其中E_rot << E_mag << W，其中E_rot是旋转动能，E_mag是磁能，W是恒星的引力结合能。我们假设系统是轴对称的，并求解了牛顿引力和广义相对论中的MHD方程。当角速度沿初始极向场线变化时，产生环形磁场。我们发现环向场和角速度沿每条极向场线独立振荡，这使我们能够将原来的2+1方程转化为1+1形式，并沿每条场线独立求解。不同场线上的非相干振荡在几十个阿尔芬时间尺度上激起了类似于磁共振的运动（“相位混合”）。在存在粘性的情况下，恒星最终会被驱动到均匀旋转，而最初的微分旋转中所包含的能量会转化为热量。我们的演化计算为未来更真实的3+1广义相对论MHD模拟提供了定性指导和基准。
2003-12-01 astro-ph 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
