合并中子星 -- 物理模型的第一步。I. 流体动力学演化与引力波辐射

我们研究了合并中子星的动力学与演化过程。尽管该代码（分段抛物线方法）纯为牛顿格式，但我们包含了引力波的辐射及其对流体动力学的反馈。中子星物质的性质由Lattimer与Sesty (1991)的物理态方程描述。能量通过所有类型的中微子损失，以及因电子中微子和反中微子辐射导致的电子分数变化，均通过一个精细的“中微子泄漏方案”予以考虑。我们模拟了两个质量为$\approx\!1.6\,M_\odot$、半径为$\approx\!15$~km的 identical、寒冷中子星的合并过程，初始中心至中心距离为42~km。初始的密度和电子浓度分布来自于冷中子星在静力学平衡状态下的模型（中心温度约为$8\,{\rm MeV}$）。我们考察了三种情况，分别依据中子星中初始速度分布的不同，表征了中子星相对于轨道角动量矢量方向的不同自转情况。在约1~ms的时间内，中子星合并形成一个快速旋转（$P_{\rm spin}\approx 1$~ms）、高密度（$\rho\approx 10^{14}$~g/cm$^3$）的天体，周围环绕着密度为$\rho\approx 10^{10}-10^{12}$~g/cm$^3$、轨道速度为0.3--0.5~c的厚质盘。本文采用四极近似对这些模型进行详细的引力波辐射评估。在后续论文中，我们将集中注意力于中微子辐射及其对伽玛射线暴的意义。最大辐射功率超过$10^{55}$~erg/s，持续约1~ms。