中子星体黏滞的数值建模

双中子星并合的早期后并合阶段由特征转动速度以及剧烈的密度振荡所塑造，并通过观测引力波辐射来约束中子星物质性质提供了可能。实现此目的的一种可能途径是研究由弱化学平衡破坏引起的体黏滞对引力波的阻尼。受这些前景的激励，我们全面报告了Müller、Israel和Stewart提出的耗散流体相对论流体力学方程的自洽二阶公式的实现。此外，我们报告了两个测试问题的结果，即孤立非旋转中子星线性密度振荡的黏滞阻尼和黏滞迁移测试，两者均确认了我们的实现并可用于未来的代码测试。最后，我们给出黏性双中子星并合的完全广义相对论模拟。我们探索了采用常体黏滞方案的双中子星并合的结构与热性质，并研究体黏滞对动力学质量抛射的影响。我们发现，对于所采用的最高黏度，逆雷诺数可达$\sim 1\%$，从而与无黏情况相比将动力学抛射质量抑制了约$5$倍。