中子星振荡的后牛顿方法

下一代引力波探测器预计通过观察二体中子星惊涛中的静态与动力潮汐来约束极端密度物质的性质。牛顿引力下的建模相对直接——潮汐可表示为涉及恒星振荡模态之和——但在广义相对论中尚未完全发展，其中模式求和方法存在问题。为更真实的模型而迈出一步，我们由此动机探索后牛顿（pN）方法（需注意的是，模式仍应在2pN阶之前提供足够的潮汐展望基础）。具体而言，本文发展了中子星振荡的pN框架，并探讨结果在强场 regime 下的鲁棒性。我们的numerical结果表明，该模型对低质量恒星（$\lesssim 0.8M_{\odot}$）较为准确，但对更大质量的恒星则存在问题。然而，我们演示可通过放弃pN展开的一致性来解决主要问题，从而将计算扩展至中子星范畴。对于标准中子星（$\approx 1.4M_{\odot}$），我们的调整后的表述在准确度上相当于相对牛顿近似。对于较低质量的恒星，我们的方法显著更好。