牛顿和后牛顿双中子星并合的数值模型
天体物理学
2007-05-23 v1
摘要
本文描述了对一个双中子星系统并合的两组计算的比较，该系统初始处于Rasio和Shapiro所描述的潮汐不稳定状态。两组模拟使用相同的初始数据，一组涉及可压缩流体的欧拉方程的纯牛顿演化，另一组同样演化但额外包含Blanchet、Damour和Schafer所规定的2.5阶后牛顿引力辐射反作用项。引入引力辐射反作用项是为了近似迫使双星系统旋近的完整相对论效应。两组演化的初始数据完全相同，仅2.5PN项的引入有所不同。我们选择了两颗共旋转的多方星，γ=2，质量为1.4太阳质量，半径R=9.56 km，中心密度为2.5×10¹⁵ g/cm³。初始双星间距为2.9R，处于动力学潮汐不稳定已被证明会导致两颗恒星并合的区域。对测量量的比较将表明两种演化之间存在显著差异。结果将显示引力辐射反作用对并合动力学的影响是显著的。
引用
@article{arxiv.astro-ph/9806022,
title = {Numerical Models of Newtonian and Post-Newtonian Binary Neutron Star Mergers},
author = {Edward Y. M. Wang and F. Douglas Swesty and Alan C. Calder},
journal= {arXiv preprint arXiv:astro-ph/9806022},
year = {2007}
}
备注
5 pages, 2 figures, To appear in the proceedings of the Second Oak Ridge Symposium on Atomic and Nuclear Astrophysics