General Relativistic Effects in the Core Collapse Supernova Mechanism
我们应用我们最近开发的代码球对称，完全广义相对论（GR）拉格朗日流体动力学和多群通量限制扩散中微子运输研究GR的流体动力学和运输过程中的崩溃，反弹，和核心崩溃超新星的临界冲击再加热阶段的影响。用GR与牛顿流体动力学计算的模型的比较表明，在GR极限下，从崩溃到反弹所需的时间略短，而且激波在后退之前在半径上传播得稍远。在激波半径的二次准静态上升之后，GR模拟中的激波半径比相应的牛顿模拟中的激波半径下降得快得多。在激波再加热阶段，用GR流体动力学计算的堆芯坍塌导致从中心到停滞激波的结构更加紧凑。激波后材料的流入速度也增加了。比较还表明，在冲击再加热阶段，从牛顿流体力学切换到GR流体力学时，任何中微子味的亮度和均方根能量都会增加，而从牛顿流体力学切换到GR流体力学时，任何中微子味的亮度和均方根能量都会减少。后者中微子光度和均方根能量的减少幅度小于从牛顿流体力学切换到GR流体力学时所产生的增加，结果是完全GR模拟比完全牛顿模拟的相同预坍缩模型给出更高的中微子光度和更硬的中微子光谱。
2001-01-23 astro-ph
Stability of coalescing binary stars against gravitational collapse: hydrodynamical simulations
我们进行模拟的相对论性双星在后牛顿引力，以调查他们的动力学稳定性合并之前，对引力坍缩的潮汐场。一般来说，我们的方程只严格精确到后牛顿第一阶，但它们恢复了球形静态恒星的完整广义相对论。我们研究了在圆轨道上的同性质恒星的共转和无旋双星构型。我们采用了一个软，绝热状态方程与$Γ= 1.4$，不稳定的发病发生在一个足够小的值的压实$M/R$后牛顿近似是相当准确的。对于这样一个软状态方程，不存在最内层的稳定圆轨道，因此我们可以研究任意的闭双星。这种选择仍然允许我们研究任何绝热状态方程所表现出的关于抵抗引力坍缩的稳定性的所有定性特征。我们证明，独立的内部恒星速度剖面，潮汐场从一个双伴星稳定恒星对引力坍缩。
1998-05-08 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
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
New Relativistic Effects in the Dynamics of Nonlinear Hydrodynamical Waves
在牛顿流体力学和相对论流体力学中，黎曼问题包括计算流体的演化，该流体的初始特征在于具有不同的静止质量密度、压力和速度值的两个状态。当允许流体松弛时，产生三种可能的波型之一，对应于两个非线性流体动力学波在相反方向上的传播。新的影响出现在一个特殊的相对论黎曼问题时，切向速度的初始不连续表面。我们表明，可以通过改变初始切向速度，同时保持初始状态不变，产生从一个波型到另一个波型的平滑过渡。这些特殊的相对论效应是通过相对论性洛伦兹因子的耦合产生的，并且没有牛顿的对应物。
2002-04-23 astro-ph gr-qc physics.flu-dyn
Pseudo-Newtonian Potentials to Describe the Temporal Effects on Relativistic Accretion Disks around Rotating Black Holes and Neutron Stars
本文提出了两种近似于相对论性吸积盘围绕旋转（和反向旋转）致密天体的角频率和周转频率的伪牛顿势。其中之一，对数修正的潜力，是一个更好的近似的频率，而另一个，二阶扩展的潜力，也再现了特定的能量为圆形轨道的密切协议与广义相对论值。这些潜力可以包括在时间相关的流体动力学模拟，以研究这种吸积盘的时间行为。
2002-09-03 astro-ph gr-qc
Post Newtonian SPH
我们介绍了适应著名的树+SPH数值方案后牛顿（PN）流体力学和重力。我们的代码解决了（0 + 1 + 2.5）PN方程。这些方程包括牛顿流体力学和引力项（0PN）、一阶相对论修正项（1PN）和最低阶引力辐射项（2.5PN）。我们使用可解析的测试问题来测试代码的各个方面。然后，我们继续研究的双中子星合并的1PN的影响，通过比较计算和没有1PN的条款。我们发现1PN项的影响是相当小的。最大的影响出现了一个僵硬的状态方程的最大静止质量密度增加。这可能会导致黑洞的形成。引力波的光度也受到影响。
2001-04-15 astro-ph gr-qc physics.comp-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
COSMOS: A Radiation-Chemo-Hydrodynamics Code for Astrophysical Problems
我们已经开发了一个新的并行辐射流体动力学代码（宇宙）牛顿和相对论天体物理问题，还包括辐射冷却，自引力，和非平衡，多物种化学。几种数值方法实现的流体动力学，包括选择内部和总的能量保存计划。使用通量限制扩散处理辐射。化学包含27个反应，包括原子氢和氦气的碰撞和辐射过程，以及分子氢链。在本文中，我们讨论的方程和测试问题进行验证我们的代码在牛顿政权的鲁棒性和准确性的结果。早期的一篇论文提出了对宇宙相对论能力的测试。
2003-03-10 astro-ph
Relativistic-Newtonian correspondence of the zero-pressure but weakly nonlinear cosmology
众所周知，Friedmann世界模型的标量型、矢量型和张量型微扰在二阶微扰中存在耦合。本文证明了在平坦的Friedmann背景下，除引力波的贡献外，相对论零压无旋流体的二阶扰动与牛顿流体的结果完全一致.由于我们包含了宇宙学常数，我们的结果与当前流行的宇宙学有关。当我们证明牛顿流体动力学方程在所有宇宙学尺度下都是有效的时，我们的结果具有重要的实际意义，即即使模拟尺度接近甚至超出视界，人们现在也可以更可靠地使用大尺度牛顿数值模拟。也就是说，我们的发现表明，在零压力的情况下，除了引力波的贡献，有没有相对论修正项，甚至在视界附近和以外的二级微扰。
2005-07-07 astro-ph gr-qc
Post-Newtonian SPH calculations of binary neutron star coalescence. III. Irrotational systems and gravitational wave spectra
利用我们新的后牛顿光滑粒子流体动力学（SPH）程序，数值研究了具有无旋初始组态的中子星双星的合并过程。本文描述了一种新的方法，用于构造PN引力中具有圆轨道的无旋双星系统的数值精确的初始条件。然后，我们计算这些系统的3D流体动力学演化，直到两颗恒星完全合并，我们确定相应的GW信号。我们目前的结果与不同的二元质量比的系统，并为中子星所代表的多面体与$Γ=2$或$Γ=3$。与同转双星的合并相比，我们发现无旋双星合并产生类似的GW亮度峰值，但它们几乎没有质量脱落到大的距离。在使用N>10^5 SPH粒子进行的计算中，GW信号对数值分辨率的依赖性非常弱，并且我们发现使用N=10^5和N=10^6 SPH粒子的运行结果非常吻合（这是迄今为止研究此类无旋双星合并所进行的最大规模的SPH计算）。我们还计算GW的能量谱的基础上报告的所有计算在这里和我们以前的工作。我们发现，PN效应导致明确可识别的功能，在GW能谱的二元中子星合并，这可能会产生重要的信息，核物质状态方程在极端密度。
2002-01-12 astro-ph gr-qc
New methods for approximating general relativity in numerical simulations of stellar core collapse
我们回顾了各种方法来近似广义相对论效应的流体动力学模拟恒星核心崩溃和反弹后的演变。给出了修正牛顿引力势的不同形式。这样一个有效的相对论势可以用在其他标准的牛顿流体动力学代码。广义相对论的另一种近似是三度规的共形平坦性假设，以及通过添加第二后牛顿阶项的扩展。使用的代码演变的度量和流体方程的耦合系统，我们采用各种近似方法数值模拟轴对称模型的旋转质量恒星核心的崩溃。我们比较了坍缩动力学和引力波信号（使用四极公式提取），从而评估了个体近似方法的质量。结果表明，虽然使用一个有效的相对论性潜力已经提出了一个显着的改善相比，一个真正的牛顿的方法，两个保形平坦度为基础的近似方法产生更准确的结果，这是定性和定量非常接近的一个完全广义相对论的代码，即使是旋转模型几乎崩溃到一个黑洞。
2006-03-28 astro-ph gr-qc
A Three-Dimensional Hydrodynamics Code for Modeling Sources of Gravitational Radiation
我们已经开发了一个三维欧拉流体动力学代码来模拟引力辐射源。该代码以圆柱坐标$(\varpi,z,φ)$编写，并在$\varpi$和$z$方向上具有移动网格。我们利用牛顿引力理论，在四极近似下计算了引力辐射。此代码已在各种问题上进行了测试，以验证其准确性和稳定性，这些测试的结果报告在这里。
1994-09-26 astro-ph gr-qc
Gravitational Radiation from the Coalescence of Binary Neutron Stars: Effects Due to the Equation of State, Spin, and Mass Ratio
我们用三维数值模拟方法计算了在牛顿体系中由螺旋运动的中子星并合产生的引力辐射。恒星被建模为多面体，并开始在点质量制度在广泛的分离。流体动力学积分采用光滑粒子流体动力学（SPH）和牛顿引力，引力辐射采用四极近似计算。我们已经运行了许多模拟，改变了中子星的半径、状态方程、自旋和质量比。由此得到的引力波形和光谱包含了关于聚并过程中流体动力学的丰富信息，并且表现出对GM/Rc ^[2]、状态方程和质量比的特征依赖性。
1996-10-17 astro-ph gr-qc
NewtonPlus: Approximate Relativity for Supernova Simulations
我们提出了一个近似的广义相对论，捕捉主要的引力效应的动力学的重要性，在超新星。这种形式主义和牛顿极限之间的概念联系是这样的，它可能会在现有的多维牛顿引力流体动力学代码采用泊松求解器。作为形式主义的效用的测试，我们显示快速旋转（因此高度变形）的中子星的结果。
2001-06-06 astro-ph gr-qc
Coalescing Binary Neutron Stars
与中子星或黑洞成分合并的致密双星提供了最有希望的引力辐射源，可供正在建设中的LIGO/VIRGO/GEO/TAMA激光干涉仪探测。这一事实激发了几个不同的理论研究的inspiral和流体动力学合并的致密双星。在后牛顿近似下对螺旋波形进行了解析分析。利用牛顿流体力学和四极辐射近似对双中子星的合并波形进行了解析和数值处理。在完全广义相对论中，黑洞和中子星双星合并的数值模拟也在进行中。这些方法的每一个最近的结果将被描述和总结他们的优点和局限性。
1999-02-05 astro-ph gr-qc
A powerful hydrodynamic booster for relativistic jets
接近光速的速度是在微类星体和活动星系核中观测到的喷流的一个强有力的观测特性，预计这是伽玛暴现象的主要原因。然而，将相对论性喷流增强到如此大的洛伦兹因子的机制本质上仍然未知。最近的广义相对论，多维模拟的祖先短伽玛暴的基础上，我们讨论了一个新的相对论流体力学的效果，可以作为一个有效的助推器在射流。这种效应是纯粹的流体动力学效应，当流中存在与不连续性相切的大速度时会发生，在具有中等初始洛伦兹因子的流中产生洛伦兹因子$Γ\sim 10^2-10^3$或更大。虽然没有牛顿的对应物，这种效应可以很容易地通过最基本的流体动力学流动来解释：即，相对论性黎曼问题
2006-02-20 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
Numerical Models of Binary Neutron Star System Mergers. I.: Numerical Methods and Equilibrium Data for Newtonian Models
中子星并合的数值模拟是近年来研究的热点。虽然这一现象的完整和准确的模型将需要相对论流体力学方程的演变以及爱因斯坦场方程，但对螺旋早期阶段的定性研究可以通过牛顿或后牛顿模型来完成，这更容易处理。在本文中，我们提供了一个旋转和非旋转（惯性）框架牛顿计算的结果进行比较。我们发现，旋转框架的计算提供了显着改善的精度相比，惯性框架模型。此外，我们表明，惯性系模型表现出显着的和错误的角动量损失的模拟过程中，导致一个非物理的inspiral的两个中子星。我们还研究了依赖于初始条件的模型，考虑初始配置，包括球形中子星，以及在平衡和潮汐扭曲的恒星。我们比较了Rasio & Shapiro（1992，1994a）和New & Tohline（1997）的模型。最后，我们研究了使用孤立星近似的初始数据的建设。
1999-11-10 astro-ph gr-qc
Second-order perturbations of a zero-pressure cosmological medium: comoving vs. synchronous gauge
除了存在引力波源项外，零压无旋流体在平坦Friedmann世界模型中的相对论微扰方程与牛顿微扰方程在二阶微扰下完全一致.这样的相对论-牛顿对应在一个特殊的规范条件下（共动规范）是可用的，在这个规范条件下，所有的变量都是等价的规范不变的。在这项工作中，我们比较了我们的结果与文献中经常使用的同步规范。虽然最终的方程在同步规范中看起来更简单，但变量有剩余的规范模式。然而，除了扰动序变量的规范模的存在外，同步规范中的方程是规范不变的，可以精确地看作是拉格朗日坐标系下的牛顿流体动力学方程。在这方面，相对论方程的第二阶的共动规范是相同的牛顿流体动力学方程的欧拉框架。我们解决了几个问题有关的两个规范条件往往完全非线性的订单微扰。
2006-01-03 astro-ph
Binary coalescence of a strange star with a black hole: Newtonian results
我们提出了夸克星与黑洞合并的牛顿三维流体动力学模拟。初始条件对应于开普勒轨道上的非自旋恒星，代码包括点质量四极近似下的引力辐射反应。我们发现，夸克星被打乱，形成短暂的吸积结构周围的黑洞，但0.03的原始恒星质量生存的初始遭遇，并保持在一个细长的轨道作为一个快速旋转的夸克星，在所有情况下。在相遇过程中，没有可解析的质量动态地喷射出来--黑洞最终吸积了最初存在的99.99% +/- 0.01%的夸克物质。
2002-01-08 astro-ph
Newtonian models for black hole-gaseous star close binary systems
在牛顿引力理论框架下，利用数值精确定态位形研究了圆轨道黑洞-气态星密近双星系统。我们选择了一颗多方星作为二元系统的流体分量，并考虑了两种理想情况：1）同步旋转的恒星和2）非旋转旋转的恒星。它们分别对应于粘性影响下的旋转恒星和无粘极限下的旋转恒星。通过分析小间距双星系统的定态序列，我们可以讨论黑洞-气态星密近双星系统的最后阶段。我们的计算结果表明，在质量比和多方指数的较大参数范围内，系统均能达到Roche（-Riemann）极限态或Roche瓣填充态，而不会因潮汐力而发生流体动力学不稳定性.即使在广义相对论效应下，这种稳定的洛希（-黎曼）极限或洛希瓣填充态也很可能存在。因此，在演化的最后阶段，由引力波的发射引起的，而不是一个黑洞和一个恒星的合并，将发生罗氏溢出。
1998-08-12 astro-ph gr-qc
Hydrodynamic Instability and Coalescence of Binary Neutron Stars
我们研究了流体动力学效应对合并中的中子星演化的重要性。利用由多方双星组态平衡解构造的近似能量泛函，将流体动力学效应引入到由引力波辐射驱动的轨道衰变计算中.特别是，我们遵循的准静态，长期衰减的轨道在大分离和快速动态演化的配置接近接触之间的过渡。我们表明，一个纯粹的牛顿流体动力学不稳定性可以显着加速合并在小分离。这种不稳定性发生在所有包含足够不可压缩恒星的密近双星配置中。计算了各种中子星的质量、半径、自旋和有效多变指数。通常，我们发现在接触之前的径向下落速度约为切向轨道速度的10%。后牛顿效应可以将稳定性极限移动到更大的二元分离，并且可能引起更大的径向速度。我们还考虑了质量从一个中子星转移到另一个中子星的可能性。我们表明，稳定的质量传递是不可能的，除非当组件之一的质量是非常小的（小于约0.4太阳质量）和粘度是足够高，以保持共转。
1993-04-28 astro-ph
Constructing a Mass-Current Radiation-Reaction Force For Numerical Simulations
我们提出了一组新的3.5后牛顿方程，其中牛顿流体力学与引力辐射发射的非保守效应相耦合。我们的形式主义在两个重要方面不同于Blanchet（1993，1997）提出的类似的3.5后牛顿方法。首先，我们只集中在时变质量电流四极$S_{ij}$产生的辐射反应效应。其次，我们采用了一种规范，其中辐射-反作用力密度取决于$S_{ij}$的四阶时间导数，而不是像Blanchet方法那样取决于五阶时间导数。这种差异使得我们的形式主义特别适合于数值实现，并可以证明是有用的，在进行充分的数值模拟最近发现的旋转中子星受到轴向扰动的$r$模式的不稳定性。
1999-05-08 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
Formation of Neutrino Stars from Cosmological Background Neutrinos
我们研究宇宙学背景中微子的流体动力学演化。利用球对称牛顿流体动力学程序，计算了星系团和星系尺度下中微子物质密度分布的时间演化。我们讨论了可能的观测结果，这种演变和由此产生的密度分布的简并中微子“星”在星系和星系团。
2006-09-20 astro-ph
The Effects of General Relativity on Core Collapse Supernovae
研究了广义相对论（GR）对核塌缩超新星临界激波再加热阶段流体动力学和中微子输运的影响。我们发现，与GR流体动力学计算的核心崩溃的结果在一个实质上更紧凑的核心结构的冲击，激波半径在停滞被减少了2倍。在大部分的演变过程中，激波后面的材料的流入速度也增加了2倍。我们已经开发了一个代码的广义相对论多群通量限制扩散（MGFLD）在静态时空和比较的稳态中微子分布选定的时间片后反弹模型与牛顿MGFLD计算。GR输运计算表明，预期减少中微子光度和均方根能量的红移和曲率效应。虽然GR对流体力学和中微子输运的影响似乎对激波复活起作用，但核心构型有足够的不同，除了使用牛顿流体力学和输运来模拟核心坍缩超新星是不现实的之外，还不能得出确切的结论。
1998-08-06 astro-ph
Local characteristic algorithms for relativistic hydrodynamics
讨论了广义相对论流体动力学方程的数值格式。保守算法的使用基于这些方程的特征结构，在过去十年中开发的思想首先应用于牛顿流体力学的基础上，提供了一个强大的方法，即使在存在不连续性的情况下，也能获得稳定和准确的解决方案。上述系统的波结构的知识是必不可少的，在所谓的线性化黎曼解算器，一类数值计划，专门设计用于解决非线性双曲守恒律系统的建设。在最后一部分的评论，这种计划的一些天体物理应用，使用（特征）爱因斯坦方程和流体力学方程的耦合系统，也简要介绍。
2002-03-22 astro-ph
NewtonPlus: Approximating Relativistic Effects in Supernova Simulations
我们提出了一个近似完整的相对论，捕捉主要的引力效应的动力学重要性在超新星。这种形式主义和牛顿极限之间的概念联系是这样的，它可能会在现有的多维牛顿引力流体动力学代码采用泊松求解器相对容易地实现。作为形式主义的效用的测试，我们显示快速旋转（因此高度变形）的中子星的结果。
2001-06-15 astro-ph
Exploring spiral galaxy potentials with hydrodynamical simulations
我们研究如何以及复杂的气体速度场诱导的大规模的螺旋臂的流体动力学模拟，我们用来约束附近的螺旋星系的暗物质分数（Kranz等，2001年，2003年）。更具体地说，我们探索的依赖关系的位置和振幅的功能在气体流的温度上的星际介质（假设表现为一个单组分等温流体），非轴对称盘贡献的银河系的潜力，图案的速度，欧米茄_p，最后的数值分辨率的模拟。我们认为，在约束模式的速度相当好地匹配所观察到的螺旋臂形态的模拟，振幅的非轴对称扰动（磁盘分数）是左作为主要参数确定的气体动力学。然而，由于模型参数的冲击的位置的敏感性，一个必须谨慎的定量比较时，模拟观察。特别是，我们表明，全球最小二乘分析是不是最佳的方法来区分不同的模型，因为它往往稍微有利于低磁盘分数模型。然而，我们的结论是，由于观测数据的合理高的空间分辨率和准确的冲击解决水代码这种方法紧紧地限制了螺旋星系内的暗物质含量。我们进一步认为，即使螺旋臂引起的扰动弱于强酒吧，他们更适合这种分析，因为螺旋臂延伸到更大的半径，如流入的影响，由于数值粘度和形态依赖于气体声速是一个关注的问题比他们在磁盘的中心。
2003-09-22 astro-ph
Hydrodynamic time correlation functions in the presence of a gravitational field
本文表明，普通的布里渊频谱峰与散射辐射关闭的声学模式在流体中遭受移动，由于重力的影响，其值。该方法是基于普通的线性化纳维-斯托克斯方程耦合到牛顿引力势的流体。形式主义导致色散关系，包含引力和耗散效应。当流体模式接近临界Jeans波数时，布里渊峰趋于凝聚成单个峰。
2003-04-10 astro-ph cond-mat.stat-mech
Hydrodynamic Time Scales and Temporal Structure of GRBs
我们计算的流体动力学时间尺度的球形超相对论性壳层减速的ISM和讨论这些时间尺度和观测到的时间结构之间的可能关系$γ$射线爆发。我们认为，爆发的持续时间与减速时间有关，变化性与ISM不均匀性有关，前兆与壳层内的内部冲击有关。这些量与合理的、未经微调的天体物理参数可以达到很好的一致性。牛顿型和相对论型反向激波的差异可能导致观测到的爆发持续时间的双峰分布。
1995-10-11 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
Hydrodynamic Time Scales and Temporal Structure in GRBs
我们计算的流体动力学时间尺度的球形超相对论性壳层减速的ISM和讨论这些时间尺度和观测到的时间结构之间的可能关系$γ$射线爆发。我们认为，爆发的持续时间与减速时间有关，变化性与ISM不均匀性有关，前兆与壳层内的内部冲击有关。这些量与合理的、未经微调的天体物理参数可以达到很好的一致性。牛顿型和相对论型反向激波的差异可能导致观测到的爆发持续时间的双峰分布。
1995-12-19 astro-ph
Normal modes of relativistic systems in post Newtonian approximation
本文利用刘维尔方程的后牛顿（pn）阶（pnl）研究了相对论系统的简正振动模。除了经典模式，我们能够隔离一类新的振荡所产生的扰动的时空度规。在第一pn阶中;（1）它们的频率比经典频率小q阶，q是pn展开参数，（2）它们没有阻尼，因为不存在q阶的引力波辐射，（3）它们不与q阶的经典模耦合; d）在球对称系统中，它们由一对角动量本征数（j，m）表示，一对相空间角动量算符（J^2，J_z）的解。还研究了这些新模式的流体动力学行为; a）它们不会扰乱经典流体的平衡; b）它们产生宏观环形运动，在经典情况下该运动是中性的; c）它们引起度规张量的振荡分量g_{0i}，否则该分量对于未微扰系统为零。当然，传统的经典模型被扰动到q阶。然而，这些在本文中没有讨论。
1998-04-14 astro-ph
