Post-Newtonian SPH calculations of binary neutron star coalescence. I. Method and first results
我们提出了我们的后牛顿（PN）光滑粒子流体动力学（SPH）程序的第一个结果，它已被用来研究的二元中子星（NS）系统的合并。拉格朗日粒子为基础的代码始终包含所有最低阶（1PN）相对论效应，以及引力辐射反应，最低阶耗散项在广义相对论。我们测试我们的代码序列的单一NS模型的不同的紧凑性，我们讨论了如何使PN模拟更相关的现实NS模型。我们还提出了一个PN SPH松弛过程来构建同步二元系统的平衡模型，并使用这些平衡模型作为二元合并动力学计算的初始条件。虽然非物理的，因为潮汐同步预计不会在NS双星，这些初始条件使我们能够比较我们的PN工作与以前的牛顿结果。我们比较计算和没有1PN的影响，NS与刚性状态方程，建模为多面体与$Γ=3$。我们发现，1PN效应可以在合并中发挥重要作用，加速最终的inspiral，并导致一个显着的不对准的二进制之前，最终合并。此外，引力波信号的特征也发生了显著的变化，表现出在合并末期对指数衰减波形的强烈调制。我们还简要讨论了我们的结果的宇宙学距离的伽马射线暴模型的影响。
2000-04-14 astro-ph gr-qc
The coalescence remnant of spinning binary black holes
本文采用数值近似和微扰近似相结合的方法，计算了一族近距离双星黑洞组态演化过程中产生的引力辐射。我们从最内层稳定圆轨道（ISCO）附近到最后的单个旋转黑洞，演化出自旋与轨道角动量对齐或反对齐的双星$s$。对于这里研究的适度旋转的黑洞，在螺旋过程结束时形成的残留克尔黑洞具有旋转参数$a/M\approx0.72+0.32(s/m_H)$，这表明很难（尽管不排除）在这种情况下最终形成接近最大旋转的黑洞。
2003-12-29 astro-ph gr-qc
Hydrodynamics of Binary Coalescence.I. Polytropes with Stiff Equations of State
本文采用光滑粒子流体动力学（SPH）方法对二元聚并过程进行了一系列三维流体动力学计算。初始条件是具有$\gam > 5/3$的精确多方平衡构型，处于动力学不稳定的边缘。我们在四极近似下计算了引力辐射的发射。完全非线性发展的不稳定性，直到达到一个新的平衡配置。我们发现，这种最终配置的属性敏感地依赖于压缩性和质量比。当执行$\gam\lo2.3$时，总是产生{ \em轴对称}合并构型。结果，引力辐射的发射在动力学不稳定性开始后突然关闭。相反，当$\gam\go2.3$时得到{ \em三轴\/}合并组态，并且系统在最终合并之后继续发射引力波。具有质量比$q\ne1$的系统通常在传质开始之前变得动态不稳定。因此，在密近双星中，从一颗中子星到另一颗中子星的稳定质量转移可能被排除。最终合并期间发射的引力波的最大振幅$h_{max}$和峰值亮度$L_{max}$几乎与$\gam$无关，但非常敏感地取决于质量比$q$。
1994-01-16 astro-ph
Coalescence of Binary Neutron Stars
对于像LIGO或VIRGO这样的激光干涉引力波探测器来说，最重要的来源是灾难性的事件，比如中子星双星的合并。最后阶段，或最后三毫秒，聚结被认为是。本文介绍了用牛顿流体动力学和后牛顿流体动力学程序对合并中的中子星进行数值模拟的结果，并讨论了我们的3D GR程序的最新发展。
1996-06-29 astro-ph
Advanced localization of massive black hole coalescences with LISA
大质量黑洞的合并是LISA产生引力波的主要来源之一。通过对引力波的测量，可以将天空中的源定位为一个椭圆，其长轴为几十角分到几度，这取决于源的红移，而短轴则小2- 4倍。对于我们考虑的最近的源，距离（以及近似的红移）可以确定为优于1%，尽管弱透镜会降低这种性能。在这个三维“像素”中寻找GW事件的电磁对应物将是非常有意义的。对应物的存在允许结合电磁和GW信息的独特研究，特别是如果在孔的最终合并之前找到对应物。为了了解早期对应检测的可行性，我们计算GW像素随时间的演变。我们发现，在合并前的最后一天，当自旋进动效应最大时，像素大小的最大改善。早在$z = 1$合并前一个月，源就可以定位到10平方度以内;对于更高的红移，这种精度只有在最后几天才有可能。
2011-08-03 astro-ph gr-qc
Post-Newtonian SPH calculations of binary neutron star coalescence. II. Binary mass ratio, equation of state, and spin dependence
利用我们的新的后牛顿SPH（光滑粒子流体动力学）程序，我们研究了中子星（NS）双星的最终并合。我们改变状态方程（EOS）的刚度以及初始的二元质量比和恒星自旋。结果进行了比较，牛顿计算，包括和不包括的引力辐射反应。我们发现，随着质量比的减小，重力波峰值应变和光度的减小比简单的点质量公式所预测的要陡得多。对于具有较软EOS的NS（我们将其建模为简单的$Γ=2$多面体），我们发现重力波发射较强，与较硬EOS（如我们以前的工作中建模为$Γ=3$多面体）相比具有不同的形态。我们还计算了NS双星的合并与非旋转的初始条件，并发现，重力波信号是相对抑制相比，同步的情况下，但显示了一个非常显着的第二个峰值的排放。质量脱落也大大减少，并且通过与同步情况不同的机制发生。我们讨论了我们的研究结果的影响，重力波天文学与激光干涉仪，如LIGO，和理论模型的伽马射线暴（GRB）的基础上NS合并。
2000-10-15 astro-ph gr-qc
Creation of a dense torus in the coalescence of a black hole with a neutron star
我们使用牛顿SPH（光滑粒子流体动力学）代码来跟踪由中子星和黑洞组成的合并双星系统演化的最后阶段。我们发现，“合并”的结果是非常敏感的状态方程描述的中子星。一个具有软状态方程（指数为Gamma=5/3的多面体）的中子星被完全破坏，形成一个相当大的长寿命吸积环。
1999-01-21 astro-ph
Deci hertz Laser Interferometer can determine the position of the Coalescing Binary Neutron Stars within an arc minute a week before the final merging event to Black Hole
在$\sim 2020$的$ f\sim 0.1{\rm Hz}$，用$h_{rms}\sim 10^{-23}$在空间构造激光干涉仪引力波天线是可能的。这个十分之一赫兹天线可以被称为DECIGO/BBO，它们分别代表DECi赫兹干涉仪引力波观测台和大爆炸观测台。通过对$\sim$ 300 Mpc处的中子星或黑洞合并双星1-10年观测资料的分析，可以预先给出$\sim$在角分内的空间位置和$\sim 0.1$秒内的合并时刻。在知道最终合并事件的准确位置和时间后，利用高频（$ f\sim 100{\rm Hz}$）引力波天线和从无线电频率到超高能γ射线的电磁波天线进行后续同步观测，将揭示黑洞合并和形成这一神秘事件中的物理现象。
2003-08-19 astro-ph gr-qc
Hydrodynamics of black hole-neutron star coalescence
本文用数值方法研究了黑洞-中子星双星系统中，当分离距离与恒星半径相当时，在螺旋上升最后阶段的流体动力学。我们使用一个牛顿的三维光滑粒子流体动力学（SPH）的代码，和模型的中子星与软（绝热指数伽玛=5/3）多方状态方程和黑洞作为一个牛顿的质点通过吸收边界在史瓦西半径吸积物质。我们的初始条件对应于潮汐锁定双星的平衡。动力学的演变，其次是约23毫秒，在每一种情况下，伽玛=5/3，我们发现，中子星潮汐中断的动力学时间尺度，形成一个密集的环面周围的黑洞，包含太阳质量的十分之几。在整个合并过程中，系统中存在一个几乎没有重子的轴，沿着该轴膨胀的火球可以避免过多的重子污染，并可能引起适度的伽马射线暴。
1999-03-31 astro-ph
The Final Fate of Coalescing Compact Binaries: From Black Hole to Planet Formation
合并的致密双星被认为与各种各样的天体物理现象有关。特别是，它们是地面和空间激光干涉仪探测器的重要引力辐射源，它们可能是超新星爆炸或伽马射线暴的来源。两颗白矮星的合并可能会产生具有特殊性质的中子星，其中可能包括有时伴随着行星的毫秒射电星（如PSR 1257+12所观察到的）。根据一种普遍的看法，两颗中子星的合并应该会产生一个被吸积盘或环面包围的快速旋转的黑洞，但这一点并不确定。本文主要讨论双中子星和双白矮星的最终流体动力学并合，并讨论了最终并合产物的性质问题。
2000-02-29 astro-ph
The Afterglow of Massive Black Hole Coalescence
星系核中的一对大质量黑洞的最终合并是由引力辐射强迫的。由质量为（10^5-10^7）（1+z）^{-1} M太阳的黑洞合并产生的引力波，其红移为1-20，很容易被激光干涉仪空间天线（LISA）探测到，但电磁余辉将有助于精确定位源及其红移。在合并之前很久，双星就“掏空”了周围的气体，并且与环双星盘的粘性时间尺度相比，收缩得很慢。内部气体盘在双星的引力矩与粘性矩平衡的半径处被截断，并且黑洞上的吸积被减少。最初，内部截断半径能够跟随收缩的二元体向内。但最终引力辐射的时间尺度会变得比圆盘中的粘性时间尺度更短，导致一个被中空气体圆盘包围的合并黑洞。我们发现，随后由辐射压主导的中空盘的粘性演化将在1 ~7（1+z）（M/10^6Msun）^{1.32} yr的时间尺度上产生一个~10^{43.5}（M/10^6Msun）ergs ^{-1}的X射线源。这证明有必要用下一代X射线观测站对引力波事件进行后续监测。对这些余辉的详细光变曲线的分析将产生对大质量黑洞吸积的微妙物理学的新见解。
2005-03-14 astro-ph gr-qc
The Final Fate of Coalescing Binary Neutron Stars: Collapse to a Black Hole?
与中子星（NS）或黑洞（BH）成分合并的致密双星是目前正在建造的激光干涉仪探测器的重要引力波源，也可能是宇宙学距离上的伽马射线暴源。本文着重研究NS-NS双星系统最终的流体动力学并合，并讨论了黑洞的形成是否是这些系统最终不可避免的命运。
1999-12-14 astro-ph gr-qc
How black holes get their kicks: Gravitational radiation recoil revisited
双黑洞合并产生的引力波带走了线性动量，导致质心反冲。这种“辐射火箭”效应对逃逸速度为反冲速度的系统具有重要意义。我们重新审视这个问题，使用黑洞微扰理论，治疗作为一个测试质量螺旋进入旋转孔的二进制。对于极端的质量比（q = m1/m2 << 1），我们非常精确地计算了双星合并的缓慢螺旋时期的反冲;这些结果可以以适度的精度外推到q ~ 0.4。虽然最后一次俯冲产生的反冲力对最后的反冲力有很大的贡献，但我们只能粗略地估计它的大小。我们发现反冲可以很容易地达到~ 100-200 km/s，但最有可能不超过~ 500 km/s。虽然远低于先前的估计，但这种反冲足够大，足以产生重要的天体物理学后果。这些包括从球状星团、矮星系和高红移的暗物质晕中喷射出的黑洞。
2004-04-09 astro-ph gr-qc
The gravitational wave signal from massive black hole binaries and its contribution to the LISA data stream
质量在1 E3 - 1 E8 Msun之间的大质量黑洞双星，预计是兆赫频率下最强大的引力辐射源，因此是计划中的激光干涉仪空间天线的主要目标之一。我们扩展和完善我们以前的分析（Sesana等，2004年），详细说明了引力波信号预期从宇宙学人口的大质量黑洞二进制。正如我们在以前的论文中所做的，我们遵循合并历史的暗物质晕，大质量黑洞的动态，他们主机，并通过气体吸积和二元聚结在LCDM宇宙学的增长。恒星动力学过程主导着大间距黑洞双星的轨道演化，而引力波辐射在小半径处接管，导致对的最终合并。我们表明，在3年的LISA观测中，来自这个群体的GW信号将被分解为大约90个S/N>5的离散事件，其中大约有100个事件。35将被观察到高于阈值，直到聚结。这些“合并事件”涉及相对大质量的双星，M= 10 E5 Msun，在红移范围2<z<6。剩下的接近。55个事件来自较高的红移，质量较小的双星（M= 5E 3 Msun，z>6），尽管它们在观测期间的信噪比积分可能很大，但最终的合并阶段频率太高，无法通过LISA等天基干涉仪直接观测到。LISA将能够检测大约一个分数。所有大质量黑洞双星的合并中，有90%发生在z=5处。从未解决的大质量黑洞二进制的残留混乱噪声预计将至少是一个数量级以下的估计随机噪声。
2004-12-28 astro-ph
How black holes get their kicks: Radiation recoil in binary black hole mergers
双黑洞合并产生的引力波携带线性动量，导致质心反冲。这种"辐射火箭“对于逃逸速度为反冲速度的系统具有重要意义。我们描述了新的反冲计算使用高精度黑洞微扰理论估计的反冲的大小为缓慢的“吸气”合并阶段，再加上一个粗糙的计算为最终的"暴跌“，我们估计总反冲赋予合并的黑洞。我们发现，几十到几百公里/秒的速度可以相当容易地实现。后坐力可能永远不会超过500公里/秒。
2004-08-25 astro-ph gr-qc
Newtonian hydrodynamics of the coalescence of black holes with neutron stars IV: Irrotational binaries with a soft equation of state
本文给出了黑洞-中子星双星系统中，当距离与恒星半径相当时，旋涡最后阶段的三维流体动力学模拟结果。我们采用牛顿光滑粒子流体动力学（SPH）程序模拟系统的演化，把中子星看作一个具有软（绝热指数G=2和G=5/3）状态方程的多面体，把黑洞看作一个牛顿质点.唯一的非牛顿效应，我们包括一个引力辐射回反作用力，在四极近似计算的点质量。我们使用无旋双星作为初始条件，我们的动力学模拟，这是开始时，系统是在启动质量转移的边缘，并随后约23毫秒。对于所有的情况下，我们研究发现，恒星被打乱的动态时间尺度上，并形成一个大规模的（光盘质量约为0.2太阳质量）吸积环周围的旋转（克尔）黑洞。旋转轴上没有重子（10度范围内小于1.e-5太阳质量），在一定程度上不排除形成能够为宇宙学伽马射线暴提供能量的相对论火球。一些质量（具体的量对状态方程的刚度敏感）可能在聚并过程中从系统中动态喷射出来，并可能经历r-过程核合成。我们计算了引力辐射信号的波形、光度和能谱，并展示了它们如何反映合并过程的全球结果。
2001-08-14 astro-ph
Hydrodynamics of Binary Coalescence. II. Polytropes with Gamma=5/3
我们提出了一个新的数值研究的平衡和稳定性的密切的二元系统使用光滑粒子流体动力学（SPH）技术。我们采用了一个简单的多方状态方程$p=Kρ^\gam$，其中每个恒星内有$\gam=5/3$和$K=\,$常数，适用于低质量简并矮星以及低质量主序星。沿着一系列的二元平衡配置两个相同的恒星，我们证明了长期和动力学不稳定性的存在，直接确认最近的分析工作的结果。我们使用SPH方法来计算动力学不稳定性的非线性发展，并确定系统的最终命运。我们发现这两颗恒星在短短几个轨道周期内合并成一个快速旋转的物体。平衡序列也构造了系统包含两个不同的明星。这些序列终止于Roche极限，我们可以使用SPH非常准确地确定。对于两颗质量比为$q\lo0.4$的低质量主序星，我们发现（同步）罗氏极限位形是长期不稳定的。简并二元构型在所有质量比$q\ne1$下都保持流体动力学稳定至罗氏极限。动力学不稳定的传质也可以导致二元体系的快速聚并，但流体动力学演化的细节是完全不同的。我们讨论了我们的研究结果的影响，双白矮星和大熊座W系统。
1994-06-10 astro-ph
Binary Black Hole Encounters, Gravitational Bursts and Maximum Final Spin
在非自旋黑洞的合并中，最后一个黑洞的自旋由双星的“剩余”轨道角动量决定。这个剩余动量由双星在合并过程中无法释放的轨道角动量组成。我们研究了辐射的角动量，自旋的最终黑洞和引力爆发的一系列轨道范围从几乎直接落入到众多的轨道之前，在合并过程中表现出多个辐射爆发。我们证明了最终的黑洞有一个最大的自旋参数$a/M_h \le 0.78$，这个最大值发生在初始轨道角动量$L \approx M^2_h$的时候.
2008-07-22 astro-ph gr-qc
Newtonian hydrodynamics of the coalescence of black holes with neutron stars II: Tidally locked binaries with a soft equation of state
本文对黑洞-中子星双星系统在螺旋运动的最后阶段的流体动力学进行了数值研究。我们使用一个牛顿的三维光滑粒子流体动力学（SPH）的代码，和模型的中子星与软（绝热指数伽玛=5/3）多方状态方程和黑洞作为一个牛顿的质点通过吸收边界在史瓦西半径吸积物质。我们的初始条件对应于潮汐锁定双星的平衡，我们已经探索了不同值的质量比q=Mns/Mbh，从q=1到q=0.1的配置。动力学演化之后约23毫秒，在这里研究的每一种情况下，我们发现，中子星潮汐中断的动力学时间尺度，形成一个密集的环面周围的黑洞，包含太阳质量的十分之几。在整个合并过程中，系统中几乎没有重子的轴，只有少量的火球辐射才足以避免过度的重子污染，而火球可能会引起伽马射线暴。我们发现，一些质量（在0.01至0.001太阳质量的顺序）可能会动态地从系统中喷出，从而可以大大有助于在星系中观察到的r-过程材料的量。我们在四极近似下计算了引力辐射波形和光度。
1999-04-23 astro-ph
Newtonian hydrodynamics of the coalescence of black holes with neutron stars III: Irrotational binaries with a stiff equation of state
本文对黑洞-中子星（NS）双星中的旋进末期进行了流体动力学研究。我们使用一个牛顿的三维SPH程序，用一个刚性（指数G=3和G=2.5）多方状态方程和一个牛顿质点的黑洞来模拟NS。我们的初始条件对应于处于平衡状态的无旋双星（将NS近似为可压缩椭球），并且我们探索了具有不同初始质量比（0.2< q=M_ns/M_bh<0.5）的构型。动力学演化被跟踪约23 ms。在四极近似下，我们考虑了点质量双星的引力辐射损失。对于G=3，在质量转移的初始事件之后，NS没有被完全破坏，并且残留的核心仍然在围绕黑洞的轨道上。对于G=2.5的中断是更复杂的，与NS被完全中断期间的第二个近星点通道。在黑洞周围形成的吸积盘包含约0.2个太阳质量。系统中总是存在一个几乎没有重子的轴，只有适度的相对论性火球的辐射才足以避免重子的污染。大约0.01个太阳质量的物质可能会从系统中被动态地喷射出来，并可能对观测到的银河r过程物质的数量有很大的贡献。我们在四极近似下计算了引力辐射波形。我们还提出了模拟的结果，使用球形NS放松隔离作为初始条件，以衡量使用非平衡初始条件的合并的效果。
2000-07-14 astro-ph
The Final Parsec Problem
大质量黑洞双星的并合是LISA能够探测到的低频引力辐射的主要来源之一。当两个包含大质量黑洞的星系合并时，在新星系的中心会形成一个双星系统。我们讨论了二进制的演变后，其分离减少到低于一秒差距。恒星动力学过程是否能驱动黑洞合并，取决于散射到双星系统中的恒星的供应。我们讨论了各种机制，这种供应可以补充后，损失锥已经耗尽。
2003-08-24 astro-ph
The Role of Gas in the Merging of Massive Black Holes in Galactic Nuclei. I. Black Hole Merging in a Spherical Gas Cloud
利用高分辨率SPH方法，研究了气体对大质量黑洞双星涡卷和合并的影响。这项研究的动机是观测和理论工作，表明在合并星系的中心区域存在大量的气体。N体模拟表明，大质量黑洞双星的合并最终会在恒星背景下停止。然而，我们的模拟表明，如果大质量黑洞双星嵌入气体背景中，它最终会合并。在这里，我们提出的结果中，气体被假定为最初是球形的一个相对平滑的分布。在双星演化的早期，由于背景气体施加的引力拖曳，分离逐渐减小。在后期阶段，当双星主导其附近的引力势时，介质通过形成椭球体密度增强来响应，其轴落后于双星轴，并且这种偏移在双星上产生扭矩，导致角动量的持续损失，并且能够将双星分离到引力辐射有效的距离。假设典型的参数，从观测的超亮红外星系，我们预测，一个黑洞的二进制将合并在$10^{7}$年，因此，这些结果意味着，在合并的气体丰富的星系，任何大质量的中央黑洞将合并后不久，星系合并。因此，我们的工作支持大规模黑洞的演化和增长的层次合并起着重要作用的场景。黑洞的最终合并导致引力辐射发射，这将是可检测到的高红移的LISA。我们表明，类似的物理效应是重要的形成密切的双星。
2003-11-10 astro-ph
