中子星振荡的后牛顿方法

下一代引力波探测器预计将通过对双中子星旋进过程中静态和动态潮汐的观测来约束极端密度物质的性质。所需的建模在牛顿引力中很直接——潮汐可以用涉及恒星振荡模式的和来表示——但在广义相对论中尚未完全发展，因为模式求和方法存在问题。作为迈向更真实模型的步骤，我们受到启发去探索该问题的后牛顿 (pN) 方法（注意到模式仍应提供直到 2pN 阶的潮汐展开的适当基）。具体而言，在本文中我们发展了中子星振荡的 pN 框架，并探讨了结果在强场区域中恒星上的鲁棒性。我们的数值结果表明该模型对低质量恒星（$\lesssim 0.8M_{\odot}$）是准确的，但对更大质量的恒星变得有问题。然而，我们证明主要问题可以解决（代价是放弃 pN 展开的一致性），从而允许我们将计算扩展到中子星区域。对于典型中子星（$\approx 1.4M_\odot$），我们的调整公式提供了恒星基频的精度与相对论 Cowling 近似相当。对于更低质量的恒星，我们的方法显著更好。