Post-Newtonian Freely Specifiable Initial Data for Binary Black Holes in Numerical Relativity
在数值相对论中模拟二元黑洞的合并和最终合并时，建立天体物理上真实的初始数据仍然是一个核心问题。本文的目的是在数值相对论中为二元黑洞系统提供天体物理上真实的、可自由指定的初始数据，并与后牛顿理论的结果相一致。按照Blanchet的方法，我们提出了一个特殊的解决方案的时间非对称约束方程，这代表了一个系统的两个移动黑洞，在标准的共形分解的形式的空间度量和外在曲率。空间度规的解是以对称无迹形式给出的，也是在狄拉克坐标下给出的。我们表明，该解决方案不同于通常的后牛顿度量的2 PN顺序的坐标变换。此外，在空间的每一点定义的解决方案，不同的第二后牛顿秩序从确切的，共形平坦，鲍文-约克解决方案的约束。
2006-04-20 gr-qc
Binary black hole initial data for numerical general relativity based on post-Newtonian data
为了进一步构造黑洞数值模拟的天体物理学真实的初始数据，我们首次推导了一组完全广义相对论性的初始数据，这些初始数据是基于3-度规和非本征曲率的后2-牛顿展开式.预计这样的初始数据提供了一个直接的联系与早期的螺旋阶段的双星系统。我们讨论了一个简单的数值实现，这是基于广义穿刺方法。此外，我们提出了一种方法来解决一些固有的模糊性映射后牛顿数据到解决方案的广义相对论约束。
2002-07-02 gr-qc
Head-on collision of compact objects in general relativity: Comparison of post-Newtonian and perturbation approaches
用两种方法计算了两个致密物体迎头撞击和碰撞过程中产生的引力波能流：（i）后牛顿方法，它超越四极公式，达到后牛顿的第二阶，对任意质量的系统都有效;（ii）黑洞微扰方法，它对一个径向落向黑洞的测试体有效。在试验体的情况下，方法进行了比较。后牛顿方法收敛到“精确”的扰动结果比预期的{ \it先验\/}慢。牛顿近似（或称四极近似）结合史瓦西时空中精确的测试体运动方程，可以得到用微扰论计算出的下落相辐射能量的令人惊讶的良好近似。
1995-06-29 gr-qc
Gravitational radiation from corotating binary neutron stars of incompressible fluid in the first post-Newtonian approximation of general relativity
本文研究了由不可压缩均匀流体组成的圆轨道共转双中子星的引力辐射。能量和角动量的损失率推导出第一后牛顿（1PN）阶超越四极近似，包括有限大小的影响的每一个明星的二进制。结果表明，在1PN阶中，引力辐射中的有限尺寸效应的首项仅比牛顿阶中的首项小$O(GM_{\ast}/c^2 a_{\ast})$，其中$GM_{\ast}/c^2 a_{\ast}$是引力半径与双星平均半径的比值，1PN项的作用是减小引力辐射中的牛顿有限尺寸效应.
1998-07-02 gr-qc
Fourth-post-Newtonian-exact approximation to General Relativity
本文提出了一种近似于广义相对论的方法，它与爱因斯坦场方程一致，直到并包括第四后牛顿（PN）阶。这种近似是制定在一个完全约束的计划：所有涉及的方程是明确的椭圆形，除了波动方程，描述了两个独立的自由度的引力场。该方法自然地涵盖了Isenberg，Wilson和Mathews的共形平坦条件（CFC）方法和改进的二阶PN精确方法CFC+。对于像克尔黑洞这样的静止构型，即使通过5 PN阶也能达到与广义相对论的一致。此外，一个特别有趣的2 PN精确无波近似进行了详细分析，这是由于施加更多的限制条件。所提出的方案可以被认为是Schaefer和Gopakumar [Phys. Rev. D { \bf 69}，021501（2004）]建议的无波方法的进一步发展。
2010-04-12 gr-qc
Classical tests of general relativity in the Newtonian limit of Schwarzschild-de Sitter spacetime
最近的研究表明，尽管以前有人声称宇宙学常数会影响光的弯曲。在本文中，我们研究的背景下，牛顿极限的Schwarzschild-de Sitter时空采用的质量和能量的特殊相对论等价的光弯曲和水星的近日点的进步。在这两种情况下，直到一个常数因子，我们发现相同的结果在完全广义相对论处理相同的现象。这些近似和直观的论证清楚地表明，在广义相对论处理这些现象时，$Λ$的存在会产生什么样的效应。
2009-07-04 gr-qc
On the two-body problem in general relativity
本文考虑了广义相对论后牛顿近似下的两体问题。我们报道了关于紧双星系统在后牛顿三阶（牛顿加速度以外的1/c^6）的运动方程和相应的拉格朗日公式的最新结果。这些方程是必要的，当构建理论模板搜索和分析的引力波信号从inspiratingcompactbinaries在处女座型实验。
2001-08-31 gr-qc
The Two Extended Bodies Problem in General Relativity within the post-Newtonian Approximation
扩展物体的动力学是任何引力理论中的一个基本问题。就广义相对论而言，这个问题自理论发表以来一直在研究中。已经开发了几种方法，并且在文献中有不同的方法来解释重力影响下的运动中的相对论贡献。本文的主要目的是研究一种面向广义相对论中广义物体运动方程的通用方法。我们从牛顿理论中的一个提议开始，该提议包括引力势的多极展开，它是质量密度矩和其他物理变量作为应力张量的函数。该方法给出了牛顿力学中孤立自引力扩展体系统的运动方程。对于牛顿力学问题，我们也采用了几何方法来求解运动方程，这使得我们可以将这种方法推广到广义相对论。在广义相对论中，一些新的概念是必要的：世界管，世界线，广义动量，角动量，转矩和质心的概念被引入到广义的范围内。对于伸展体的运动方程，给出了一般表达式，没有任何限制。为了获得一些物理上的理解，我们计算了Papapetrous的运动方程的测试扩展体在静态和各向同性度规。最后，我们研究了后牛顿近似下的两体系统。我们定义的质量多极矩和动量的引力势（度规函数）的第一后牛顿秩序。我们遵循Landau-Liftshitz形式主义，找出力矩的运动方程，并应用该理论的标准坐标变换，我们写出平移运动方程。
2014-04-02 gr-qc
Dark Matter and Non-Newtonian Gravity From General Relativity on a Stringy Background
本文给出了具有径向增强不变能量动量张量的静态球对称介质的爱因斯坦场方程的精确解。在对应于径向弦分布的状态方程的极限中，存在对牛顿力定律的$1/r$修正。在大的距离和小的加速度下，这个定律与米尔格罗姆发明的现象学力定律相吻合，米尔格罗姆发明的力定律是为了解释星系的平坦旋转曲线，而不引入暗物质。本模型解释了为什么米尔格罗姆的临界加速度是同一数量级的哈勃参数。
1992-12-09 gr-qc
Solving the Darwin problem in the first post-Newtonian approximation of general relativity: compressible model
利用密度位形的椭球模型，在广义相对论第一后牛顿近似下，计算了多方状态方程的共转双星平衡序列.在我们通过与以前的数值结果进行比较来校准这个模型之后，我们通过计算作为轨道分离的函数的系统的能量和角动量来进行稳定性分析。我们发现，在能量和/或动量的最小值的轨道角速度的增加，每个明星的紧凑性的增加，这一事实成立的多方指数无关。这些特征与以往的数值计算结果一致。我们还表明，由于来自伴星的潮汐场的影响，每个恒星的中心密度略有下降。
1997-05-13 gr-qc
Consistency of post-Newtonian waveforms with numerical relativity
广义相对论预言了合并的双黑洞的引力波特征。这种系统的明确的波形预测，所需的观测数据的最佳分析，到目前为止已经实现了使用后牛顿（PN）近似。然而，对于重要的后螺旋部分，这种治疗的质量尚不清楚。我们通过一种互补的方法，直接数值模拟爱因斯坦方程，推导出晚螺旋波形。我们比较波形相位模拟的最后$\sim 14$周期的引力辐射等质量，非自旋黑洞与相应的2.5 PN，3 PN和3.5 PN轨道相位。我们发现定相协议一致的内部误差估计的基础上，任何一种方法，这表明PN波形，这个系统是有效的，直到最后一个轨道之前，最终合并。
2007-10-29 gr-qc
Covariant formulation of the post-1-Newtonian approximation to General Relativity
我们推导出一个坐标无关的后1-牛顿近似的广义相对论的制定。这个公式是牛顿引力的牛顿-嘉当几何公式的推广。它涉及几个场和一个连接，但没有基本水平的时空度量。我们发现，通常的坐标依赖后牛顿引力方程恢复时，专门渐近平坦的时空和适当的类的坐标。
2011-08-09 gr-qc hep-th
Comparison of subdominant gravitational wave harmonics between post-Newtonian and numerical relativity calculations and construction of multi-mode hybrids
描述聚结双星的螺旋、合并和衰荡的引力波形通常是通过综合来自微扰描述的信息来构建的，特别是后牛顿理论和黑洞微扰理论，以及完整的爱因斯坦方程的数值解。在本文中，我们将讨论“胶合”的数值和后牛顿波形产生混合波形，其中包括次主导球谐函数（“高阶模式”），并特别关注的过程中一致对齐的波形，这需要比较的描述和讨论他们的不精确性。我们限制到非旋进的情况下，并说明了过程中使用的数值波形的质量比$q=18$产生的BAM代码，和公开可用的波形从SXS目录。研究结果也为数值模拟中有限半径误差的分析提供了新的思路。
2015-02-24 gr-qc
The Overlap of Numerical Relativity, Perturbation Theory and Post-Newtonian Theory in the Binary Black Hole Problem
吸引和合并的双黑洞是有希望的引力辐射源。这类系统的轨道运动和引力波发射可以用广义相对论中的各种近似方案和数值方法来模拟：后牛顿形式主义、黑洞微扰理论、数值相对论模拟和有效的单体模型。我们回顾了最近的工作，在多个接口的这些分析和数值技术，强调使用坐标不变的关系进行有意义的比较。这样的比较提供了独立的检查的有效性的各种计算，他们通知的发展，一个通用的，半解析模型的二元动力学和引力波发射，他们帮助划定各自的域的有效性的每一种近似方法。例如，最近的几个比较表明，微扰理论可能会在比以前认为的更广泛的物理问题中找到应用，包括中等质量比和可比质量黑洞双星的辐射螺旋。
2014-10-03 gr-qc
The Schwarzschild metric and the Friedmann equations from Newtonian Gravitational collapse
众所周知，史瓦西空间的0 - 0分量可以通过缓慢运动粒子的测地线与牛顿方程匹配的要求来获得。给出这个结果，我们在这里表明，其余的组件可以通过要求，在一个自由落体半径与外部空间相匹配的牛顿尘埃球的内部确定该空间是史瓦西，如果没有病理存在。我们也能够确定，在牛顿宇宙学中出现的积分常数，与FLRW度规的空间曲率一致。这些结果至少在两个方面是有趣的，一个是从它的教学价值的角度来看，实际上不使用爱因斯坦方程的教学广义相对论和第二，事实上，一些结果归因于广义相对论可以得到不使用广义相对论表明，这些结果比特定的动力学指定的广义相对论更普遍。
2015-05-29 gr-qc
Is exponential metric a natural space-time metric of Newtonian gravity ?
我们展示了如何牛顿引力的有效（实际观察到的）质量，服从狭义相对论的质能关系，可以解释所有的观察用于测试广义相对论。详细讨论了引力耦合双星系统的动力学，确定了各组分的有效质量。解释我们的结果在弯曲的时空背景下的运动，我们被引导，使用拉格朗日形式主义，考虑作为一个自然的牛顿引力时空度量的指数度量。
2010-09-29 gr-qc
Parameterized post-Newtonian limit of general teleparallel gravity theories
我们推导出后牛顿极限的一般类telepareline引力理论，其作用量是由一个自由函数的三个标量从扭转的telepareline连接。这类理论被选择为足够通用的，以便包括$f(T)$类理论以及新的广义相对论作为子类。为了得到它的后牛顿极限，我们首先施加Weitzenböck规范，然后引入闵可夫斯基背景解周围的四元组场的后牛顿近似。我们的结果表明，我们考虑的这类理论是完全保守的，只有参数$β$和$γ$可能偏离它们的广义相对论值。特别地，我们发现任何$f(T)$理论的后牛顿极限都与广义相对论的后牛顿极限相同，因此这些理论不能仅仅通过后牛顿参数的测量来区分。
2020-01-22 gr-qc
Newtonian and Post-Newtonian approximations of the k = 0 Friedmann Robertson Walker Cosmology
在以前的论文中，我们推导出一个后牛顿近似宇宙学，与前牛顿和后牛顿宇宙学理论相反，有一个适定的初始值问题。在本文中，这个新的后牛顿理论进行了比较，完全广义相对论理论，在k = 0的弗里德曼罗伯逊沃克宇宙学的背景下。结果表明，后牛顿理论再现了广义相对论理论的结果，而牛顿理论则不能。
1999-09-12 gr-qc
On the Newtonian Limit of General Relativity
我们找到了一个选择变量的3+1制定的广义相对论铸造成（通量保守）的演化方程的双曲型一阶形式的任意流逝和移位，第一次。我们重新定义的时滞函数的行列式的3-距离和一个自由的函数U，它体现了时滞自由。通过用适当的1/c因子重新标度变量，当重新定义的流逝U和移位通过在每个时间片上满足的椭圆方程固定时，系统被示出具有光滑的牛顿极限。根据不同时间尺度问题的理论，给出了在控制外辐射含量的情况下选择合适的初始数据的方法。我们的结果是本地的，在这个意义上，我们不关心的渐近区域的治疗。另一方面，这种局部理论正是实际数值计算中大多数问题所需要的。
1995-06-29 gr-qc
On the Geometric Meaning of General Relativity and the Foundations of Newtonian Cosmology
本文重新审视广义相对论的几何基础，强调规范不变性，将曲率视为物质与场的动态相互作用，并据此重建牛顿宇宙学框架，以关系视角重新诠释引力动力学与宇宙大尺度结构。
2025-10-15 gr-qc
Pericenter advance in general relativity: Comparison of approaches at high post-Newtonian orders
在广义相对论中，一个测试物体围绕一个大质量物体的轨道的近心的推进可以用许多方法来计算。在一种方法中，研究精确史瓦西几何中的测地线方程，并将近心点之间的角度作为轨道转折点之间的某个径向函数的积分。在另一种方法中，使用密切轨道要素描述轨道，并分析“拉格朗日行星方程”，该方程给出了在后牛顿（PN）修正对运动的扰动作用下要素的演变。在将扰动分离成周期性和长期性效应之后，得到了近心角长期变化率的方程。虽然不同的方法同意领先的后牛顿贡献的进步，他们不同意高阶PN修正。我们表明，这种分歧是虚幻的。当轨道变量在每种情况下表示的不变能量和角动量的轨道，并考虑到一个微妙的差异的意义上的“近心推进”之间的两种方法，我们表明第三后牛顿秩序，不同的方法实际上完全同意。
2019-10-11 gr-qc
Comparing Post-Newtonian and Numerical-Relativity Precession Dynamics
对于即将到来的引力波探测器来说，双星黑洞系统有望成为重要的引力波源。如果自旋彼此不共线或与轨道角动量不共线，这些系统就会表现出复杂的进动动力学，并印在引力波形上。我们开发了一个新的程序，以匹配的进动动力学计算的后牛顿（PN）理论的数值模拟的完全广义相对论的二元黑洞。对于持续大约两个岁差周期的数值相对论NR）模拟，我们发现PN和NR对轨道角动量和自旋方向的预测在螺旋期间比具有NR的$\sim 1^{\circ}$更一致，在合并附近增加到$5^{\circ}$。在NR和PN之间，轨道平面在轨道时间尺度上的章动很好地吻合，而自旋方向的章动在PN和NR中表现出质的不同行为。我们还研究了如何PN方程的进动和轨道相位演化收敛PN顺序，我们量化的影响，处理部分已知的PN条款的各种选择。
2015-02-05 gr-qc
Numerical study on the hydrodynamic instability of binary stars in the first post Newtonian approximation of general relativity
在广义相对论的后牛顿（1 PN）近似下，给出了并合双星流体动力学稳定性的数值结果。我们特别注意在绝热常数为$Γ=3$的刚性多方状态方程下，共转双星平衡态的流体动力学不稳定性。在以往对平衡态共转双星的1 PN数值研究中，发现在双星序列中存在能量和/或角动量极小值，它们是轨道间距的函数，在此极小值处发生长期不稳定性，并且随着1 PN修正的增加，轨道间距减小，角速度角速度增大。本文通过数值模拟，找到了在共转序列中，流体动力学不稳定性在什么位置，从而得到了最内层稳定圆轨道（ISCO）的位置。从数值结果中，我们发现，动力学稳定性极限似乎存在附近的能量和/或角动量的最小值，不仅在牛顿，而且在1 PN的情况下。这意味着广义相对论的1 PN效应增加了ISCO处引力波的角频率。
1997-10-03 gr-qc
Parametrized post-Newtonian virial theorem
利用参数化后牛顿流体力学方程，导出了参数化后牛顿维里定理的张量形式。
2012-08-15 gr-qc
Dark matter and non-Newtonian gravity from General Relativity coupled to a fluid of strings
本文给出了被静态球对称弦流体包围的质点的爱因斯坦场方程的精确解。解在原点处是奇异的。在弦云极限附近，牛顿力定律有一个$1/r$修正。值得注意的是，在大的距离和小的加速度下，这个定律与Milgrom为了解释星系平坦的旋转曲线而不引入暗物质而发明的唯象力定律相吻合。当在弦流体的宇宙学模型中解释时，新的解自然解释了为什么米尔格罗姆的临界加速度与哈勃参数具有相同的数量级。
1994-12-20 gr-qc
Are Parametrized Tests of General Relativity with Gravitational Waves Robust to Unknown Higher Post-Newtonian Order Effects?
引力波观测在揭示有关引力基本性质的新信息方面具有巨大潜力，但提取这些信息可能很困难。一种流行的技术是广义相对论的参数化螺旋检验（参数化后爱因斯坦框架的实现），其中引力波形，如爱因斯坦理论中计算的轨道速度的级数展开，在给定的速度阶数下参数化变形。然而，大多数当前的方法通常只分析数据，同时一次考虑单个特定的修改。那么，对于我们忽略更高的后牛顿阶修正，用一个单一的修改来放置约束是鲁棒的吗？我们在这里表明，对于广泛的理论，特别是那些承认后牛顿展开的理论，单参数检验确实是稳健的。特别是，通过一系列完整的贝叶斯参数估计研究几个不同的合成数据集，我们表明，单参数约束没有退化，而是改善了多个参数的列入，提供一个包括信息的数学结构的系列。然后，我们用一个特定的重力理论，位移对称标量高斯-邦纳理论，其中的波形已经计算出更高的后牛顿秩序比领先。我们表明，这些高阶项的列入加强单参数约束，而不是削弱他们，而且加强是非常温和的。因此，这一分析提供了强有力的证据表明，单参数后爱因斯坦测试的广义相对论是强大的忽略高后牛顿阶项的广义相对论变形。
2022-06-28 gr-qc
Comparison between numerical-relativity and post-Newtonian waveforms from spinning binaries: the orbital hang-up case
我们比较的结果从数值模拟的自旋二进制的“轨道悬挂”的情况下，二进制完成至少9个轨道合并前，与后牛顿的结果使用近似泰勒T1，T4和Et。我们发现，在引力波频率达到$Mω= 0.1$之前的10个周期内，NR和2.5PN结果之间的累积相位差小于3弧度，当使用3.5PN结果时小于2.5弧度。随着黑洞自旋的增加，NR结果和限制PN结果之间的振幅不一致性增加，从等质量情况下的约6%增加到黑洞自旋为$S_i/M_i^2 = 0.85$时的12%。最后，我们的结果表明，合并波形将发挥重要作用，估计自旋从这样的inspiral波形。
2008-11-26 gr-qc
On the energy of Schwarzschild spacetime with the post-Newtonian approximation
通过后牛顿近似，得到了温伯格公式中史瓦西时空的能量。第一后牛顿近似$E^{(1)} = m$的能量给出了史瓦西时空的牛顿处理。然而，对于第二种后牛顿近似，证明了$E^{(1)}$在引力场$E_{\rm field}$中增加了额外项$E^{(2)}$，这些额外项是由位形$E_{\rm config}$中储存的能量组成的.和曲面积分项。这些额外的项给出了对牛顿处理的后牛顿修正。
2022-02-17 gr-qc
Post-Newtonian non-equilibrium kinetic theory
在后牛顿Boltzmann方程的框架下，建立了非理想流体的后牛顿流体动力学方程。通过考虑粘性导热流体的相对论Eckart分解，确定了能量动量张量的后牛顿分量。从相对论性梯度分布函数导出了它的后牛顿表达式。质量密度、质量-能量密度和动量密度的流体动力学方程由后牛顿传递方程和Grad分布函数确定。在非相对论极限下，恢复了牛顿流体动力学方程的质量、动量和能量密度。
2021-12-04 gr-qc
Numerical evaluation of the exact post-Newtonian parameters in Brans-Dicke and entangled relativity theories
Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；Bureau des Affaires Spatiales（太空事务局）
本文提出两种新方法计算布拉恩-狄克和纠缠相对论中的精确后牛顿参数，并发现其与标准参数差异可能超过80%。
2026-07-17 gr-qc
The First Law of Binary Black Hole Mechanics in General Relativity and Post-Newtonian Theory
黑洞力学或热力学的第一定律有各种不同的形式。本文从纯后牛顿（PN）分析出发，得到了点质量双星系统沿正圆轨道运动的第一定律。我们的计算是有效的，通过3PN阶，并包括，此外，在4PN和5PN阶的对数项的贡献。这个二元点粒子力学的第一定律，然后从广义相对论的第一性原理推导出来，并与单个和二元黑洞的情况进行类比。PN时空的第一定律的一些后果进行了探讨。作为一个这样的结果，一个简单的关系PN的结合能的二元系统和Detweiler的红移观测之间的建立。通过它，我们能够高精度地确定一些以前未知的高阶PN系数的数值在圆轨道结合能。最后，我们提出了新的规范不变的概念的能量和角动量的粒子在一个二元系统。
2012-04-02 gr-qc
Post-Newtonian Jeans Equation for Stationary and Spherically Symmetrical Self-Gravitating System
从球坐标下的后牛顿玻尔兹曼方程出发，导出了稳态自引力系统的后牛顿Jeans方程。Jeans方程与后牛顿理论的三个Poisson方程耦合。泊松方程是由后牛顿麦克斯韦-尤特纳分布函数确定的能量-动量张量分量的函数。作为应用，研究了中心大质量黑洞对宿主星系速度色散分布的影响，并确定了后牛顿修正的影响。
2022-03-14 gr-qc
A Review on post-Newtonian theory
本文是对后牛顿理论的Blachet-Damour-Iyer方法的简要评述。这张便条一直在修改。
2021-11-06 gr-qc
Neo-Newtonian cosmology: An intermediate step towards General Relativity
宇宙学是物理学的一个领域，其中广义相对论的使用是必不可少的。然而，基于牛顿引力理论的宇宙学在某些情况下是可能的。如果对牛顿理论进行修正，使压力作为引力场的源起更积极的作用，那么牛顿理论的适用性就可以大大扩展。新牛顿宇宙学就是这么做的。牛顿宇宙学的建设的局限性，并在宇宙学中的相对论理论的必要性进行了审查。新牛顿的建议，并讨论其后果的宇宙学。
2012-06-30 astro-ph.CO gr-qc physics.space-ph
Jeans Instability from post-Newtonian Boltzmann equation
在后牛顿Boltzmann和Poisson方程的框架内分析了Jeans不稳定性。能量-动量张量的分量由后牛顿麦克斯韦-尤特纳分布函数计算。分布函数和引力势从它们的背景态的扰动与表示的扰动作为平面波导致后牛顿修正的色散关系。确定了后牛顿近似对Jeans质量的影响，结果表明，后牛顿理论中过密度开始引力坍缩所需的质量小于牛顿理论中的质量.
2021-10-07 gr-qc
Virial masses of galaxy clusters in the post-Newtonian limit
利用参数化后牛顿维里定理估计了星系团的维里质量。此外，我们明确地表明，后牛顿修正不能解决的质量差异的星系团。
2012-10-20 gr-qc
The binary black-hole problem at the third post-Newtonian approximation in the orbital motion: Static part
导出了时间对称双黑洞初值问题的Brill-Lindquist和Misner-Lindquist解的后牛顿展开式。在确定了两个解中的裸质量后，与扩展解相关的静态哈密顿量在第三后牛顿近似下彼此不同。通过移动黑洞的位置变量，可以使三个度规的后牛顿展开式在后牛顿五阶上一致，从而在后牛顿三阶近似上得到相同的静态哈密顿量。这些计算揭示了以前在第三后牛顿近似下进行的二元点质量计算。
1999-06-23 gr-qc
Advance of Planetary Perihelion in Post-Newtonian Gravity
本文在后牛顿近似下，对一般球对称线元的近日点行星推进量给出了一个初等推导。
2012-02-22 gr-qc
Plane wave analysis of the second post-Newtonian hydrodynamic equations
第二后牛顿流体动力学方程的平面波解的框架内进行了分析。质量和动量密度的流体动力学方程与牛顿和后牛顿引力势的六个泊松方程相耦合。扰动的基本领域和引力势从背景状态假设平面波表象导致色散关系的金斯不稳定性条件出现。第一和第二后牛顿近似的影响的牛仔裤质量的确定。结果表明，第一后牛顿近似与牛顿Jeans质量的相对差为负，而第二后牛顿近似的相对差为正。这两个贡献意味着，引发引力坍缩的过密度所需的质量比牛顿理论给出的要小。
2022-10-04 gr-qc
Post-Newtonian Computation of Binary Inspiral Waveforms
内容：一.二、导言最佳信号滤波的总结; III.牛顿二元极化波形; IV.牛顿轨道相位演化;五、后牛顿波的产生;六、螺旋二进制波形。
2001-04-25 gr-qc
Post-Newtonian Approximation
我们讨论了广义相对论中后牛顿近似的各个方面。在给出了基于牛顿极限的基础之后，我们使用（3+1）形式来表示理想流体的后牛顿近似。作为应用，给出了构造非轴对称均匀旋转流体平衡位形的方法。我们还讨论了后牛顿系统中包含拖尾的引力波。
1998-06-27 gr-qc
Parametrized post-Newtonian limit of the Nieh-Yan modified teleparallel gravity
最近提出的Nieh-Yan修正的遥平行引力是一个宇称破坏引力模型，它通过一个Nieh-Yan项修正了广义相对论等价的遥平行引力。这种模式是健康的，形式简单。在本文中，我们考虑这个模型的应用到太阳系，并研究其慢运动和弱场近似的参数化后牛顿形式主义。我们发现该模型的所有后牛顿参数与广义相对论的参数相同，这使得该模型与太阳系实验相容。
2021-12-15 gr-qc
PROCRUSTES: A computer algebra package for post-Newtonian calculations in General Relativity
我们报告的计算机代数系统Maple支持明确确定的几何量，场方程，运动方程，并保存量的广义相对论在后牛顿近似的一个程序包。包装结构是模块化的，并且允许用户容易地修改。这组例程可用于验证手工计算或生成进一步数值研究的输入。
2006-10-16 astro-ph gr-qc
Non-uniqueness of the third post-Newtonian binary point-mass dynamics
结果表明，最近发现的第三后牛顿二元质点ADM-哈密顿量的非唯一性与所应用的ADM-坐标条件的第三后牛顿近似的非唯一性有关。
1998-02-13 gr-qc
Anisotropic Homogeneous Cosmologies in the Post-Newtonian Approximation
在本文中，我们将探讨如何远后牛顿理论去克服困难与各向异性均匀宇宙学的牛顿近似。我们将看到，与牛顿的情况不同，后牛顿近似的宇宙学方程在9种比安基类型和奇点问题方面更符合广义相对论的精神。将旋转和剪切消失的情况分别处理。均匀的Bianchi I模型被认为是具有各向异性的无旋转宇宙学的一个例子。在牛顿近似下，如果初值问题是适定的，则需要给出所有时间的任意函数，而在后牛顿情况下则没有这种需要。对于理想流体的一般情况，只有后牛顿理论才能令人满意地描述压力的影响。这与先前一篇论文中的发现一致，该论文将后牛顿近似应用于均匀宇宙学。对于无剪切的各向异性均匀宇宙学，Heckmann和Schücking的牛顿理论被探索。与它的相对论和后牛顿对应的比较。在牛顿理论中存在着在广义相对论中没有类似物的解。后牛顿近似可能提供一条出路。
2000-07-23 gr-qc
Existence of families of spacetimes with a Newtonian limit
尤尔根·埃勒斯开发了\emph{frame theory}，以更好地理解广义相对论和牛顿引力之间的关系。框架理论包含一个参数$λ$，它可以被认为是$1/c^2$，其中$c$是光速。通过构造，框架理论对于$λ>0$等价于广义相对论，对于$λ=0$则还原为牛顿引力。此外，框架理论通过设置$\ep=\sqrtλ$，为研究牛顿极限$\ep \searrow 0$（即$c\to \infty$）提供了一个框架。一些与框架理论有关的想法是由尤尔根提出的，后来发现了重要的应用，严格研究了牛顿极限和后牛顿展开式。在这篇文章中，我们回顾框架理论，并讨论，在一个非技术性的方式，一些严格的结果，牛顿极限和后牛顿膨胀，遵循尤尔根的工作。
2009-08-19 gr-qc
Post-post-newtonian limit of a dilatonic gravity model
本文研究了非牛顿引力场方程的一种解，得到了它的后后牛顿极限。事实证明，即使后牛顿极限与广义相对论的极限一致，在强引力场中，展开式中的这一项和更高阶项也可能变得很重要。这表明，强引力场只能通过场方程的精确解来研究。
1997-03-18 gr-qc
Binary Black Hole Coalescence Phenomenology from Numerical Relativity
该研究为双黑洞并合现象学补充闭合极限近似，结合牛顿/后牛顿、闭合极限与黑洞微扰方法，实现对并合辐射及残余黑洞的合理预测。
2023-12-26 gr-qc
Post-Newtonian Gravitational Radiation
1引言2多极分解3源多极矩4后闵可夫斯基近似5辐射多极矩6后牛顿近似7点粒子8结论
2000-04-04 gr-qc
Alternative method for matching post-Newtonian expansion to post-Minkowskian field
2002年，Poujade和Blanchet成功地将爱因斯坦场方程的后牛顿解与任意阶的后闵可夫斯基场相匹配，并以不同的方式重现了Blanchet在1998年的论文中的结果，他在论文中展示了如何将后闵可夫斯基级数与后牛顿展开相匹配。比较这两篇论文，人们可能会问，是否有可能通过类似于1998年论文中使用的方法，将后牛顿场与后闵可夫斯基场相匹配。答案是肯定的，在本文中，我们提供了这种替代方法。此外，对前人的一些性质和结果给出了详细的证明。
2021-02-02 gr-qc
Suitability of post-Newtonian/numerical-relativity hybrid waveforms for gravitational wave detectors
本文提出了一个研究的足够精度的后牛顿和数值相对论波形的最苛刻的使用情况下：参数估计的强源先进的引力波探测器。对于黑洞双星，这些探测器需要精确的波形模型，可以通过融合解析后牛顿inspiral波形与数值相对论合并振铃波形来构造。我们对输入这种“混合波形”的错误进行全面分析。我们发现后牛顿的波形必须与数值相对论的波形精确地对齐，大约是引力波周期的1/100。数值相对论模拟的螺旋相位误差必须控制在0.1rad以内。（这些数字适用于对GW来源数量的适度乐观估计;特别强的信号需要更小的误差。误差的主要来源来自于研究后牛顿泰勒近似的不准确性。使用我们的误差标准，即使在3.5次后牛顿秩序，杂交必须进行显着的最长的目前可用的数值波形，涵盖30个引力波周期开始之前。目前的研究仅限于等质量、零自旋的情况，没有考虑引力波探测器的校准误差。
2011-05-25 astro-ph.HE gr-qc
Detection of gravitational waves from inspiraling compact binaries using non-restricted post-Newtonian approximations
在探测螺旋形致密双星的引力波时，通常采用后牛顿近似建立匹配滤波器：滤波器相位采用后牛顿修正，振幅保持在牛顿量级。在这里，我们调查的后牛顿修正的引入也对振幅的影响，我们讨论了一些信号检测和参数估计的影响。
2000-05-16 gr-qc
Post-Newtonian gravitational radiation and equations of motion via direct integration of the relaxed Einstein equations. II. Two-body equations of motion to second post-Newtonian order, and radiation-reaction to 3.5 post-Newtonian order
在后牛顿（PN）广义相对论近似下，导出了致密体二元系统的运动方程。给出了2 PN阶的结果（阶数（v/c）^4，超出牛顿理论），以及2.5PN和3.5PN阶的引力辐射反应效应。该方法是基于一个框架的放松爱因斯坦方程（DIRE）开发的早期，其中通过3.5PN阶的运动方程可以表示在类泊松势的瞬时牛顿引力势的概括，并在多极矩的系统和它们的时间导数。所有的势都是明确定义的，并且没有与所有空间上的积分量相关的发散。使用一个模型的机构作为球形，非旋转的流体球，其特征尺寸s是小的相比，机构的分离r，我们开发了一种方法，仔细提取的条款是独立的参数s，从而忽略潮汐相互作用，自旋效应，和内部的自引力效应。通过2.5PN阶，所得到的方程与其他方法得到的方程完全一致;新的3.5PN反反应结果与能量和角动量通过辐射到无穷远的损失一致。
2001-12-31 gr-qc
The self-gravitating Fermi gas in Newtonian gravity and general relativity
回顾了自引力费米气体在牛顿引力理论和广义相对论中的发展历史。我们提到了白矮星、中子星和暗物质晕的应用。我们描述了自引力费米气体中能量（微正则系综）或温度（正则系综）降低时的不稳定性和相变的性质。当$N<N_{\rm OV}$，其中$N_{\rm OV}$是奥本海默临界粒子数，自引力费米气体在$E_c$处经历重力热灾难，被量子力学（泡利不相容原理）阻止。平衡态具有由经典等温晕包围的量子核（简并费米子球）构成的核晕结构。当$N>N_{\rm OV}$时，一个新的转折点出现在能量$E"_c$处，低于该能量，系统经历朝向黑洞的引力坍缩[P. H. Chavanis，G. Alberti，Phys. Lett. B 801，135155（2020）]。当$N_{\rm OV}<N<N'_*$（自引力费米气体）在$E_c$经历重力热灾难，导致费米子球，然后在$E''_c$发生引力坍缩，导致黑洞。当$N>N'_*$时，凝聚分支消失，$E_c$处的不稳定性直接导致黑洞。我们讨论了这些结果的暗物质晕的大质量中微子的影响。
2021-12-05 gr-qc
