合并中子星的高分辨率计算 I：模型描述与流体演化
天体物理学
2016-02-09 v3
摘要
我们present了中子星合并的 3D 高分辨率计算结果。采用牛顿引力，但加入引力波辐射的力，我们使用光滑粒子流体力学方法求解流体方程。中子星物质的微观特性以新建的核方程状态 (EOS) 描述，基于 Shen 等人 (1998) 的表格。我们考虑了所有类型中子子的辐射效应。该新 EOS 明显比以前研究中使用的 Lattimer-Swesty-EOS 更刚硬。我们通常发现比以前研究略低的温度。这允许重核在中部 torus 内的显著比例存在，即使在形成的中心对象周围，这对中子子的不透明性产生重要贡献。中心对象显示出约 2ms 的快速微分旋转，我们怀疑这在至少在模拟时间尺度上稳定了中心对象免于引力坍缩。这种微分旋转可能将初始磁场扭曲至约 10¹⁷ G。
引用
@article{arxiv.astro-ph/0110180,
title = {High Resolution Calculations of Merging Neutron Stars I: Model Description and Hydrodynamic Evolution},
author = {S. Rosswog and M. B. Davies},
journal= {arXiv preprint arXiv:astro-ph/0110180},
year = {2016}
}
备注
numerical viscosity measured, vertical disk structure investigated, comparison with Lattimer-Swesty EOS; MNRAS in press; movies under http://www.star.le.ac.uk/~sro/