- Общая релятивистская гидродинамика. Моделирование нейтронной звезды — слияние черных дыр субсолнечной массы (arXiv)
Автор: Иван Маркин, Анна Нойвайлер, Адриан Абак, Свами Вивеканандзи Чаурасия, Максимилиано Уевич, Маттиа Булла, Тим Дитрих.
Аннотация: За последние несколько лет возрос интерес к черным дырам субсолнечной массы из-за их способности предоставлять ценную информацию о космологии или популяции черных дыр. Руководствуясь этим, мы изучаем наблюдаемые явления, связанные со слиянием черной дыры субсолнечной массы с нейтронной звездой. С этой целью мы проводим новое численно-релятивистское моделирование двойной системы, состоящей из черной дыры с массой 0,5M⊙ и нейтронной звезды с массой 1,4M⊙. Мы исследуем динамику слияния этой экзотической системы и предоставляем информацию о связанных гравитационно-волновых и килоновых сигналах. Наше исследование показывает, что современные модели гравитационных волн не могут адекватно описать такие системы и что феноменологические отношения, связывающие параметры двойной системы со свойствами выброса и остатков, неприменимы к нашей системе. Кроме того, мы находим зависимость сигнала килоновой от азимутального угла обзора из-за асимметричного выброса массы. Это первое в своем роде моделирование открывает двери для изучения черных дыр субсолнечной массы — слияний нейтронных звезд и может служить испытательным полигоном для будущей разработки моделей.
2. Трехмерное гидродинамическое моделирование массивных звезд главной последовательности. III. Влияние радиационного давления и диффузии, приводящее к одномерной равновесной модели (arXiv)
Автор: Хуацин Мао, Пол Вудворд, Фальк Хервиг, Павел А. Денисенков, Саймон Блуэн, Уильям Томпсон.
Аннотация: Мы представляем трехмерное гидродинамическое моделирование конвекции ядра со стабильно стратифицированной оболочкой звезды с массой 25 M⊙ в ранней фазе главной последовательности. Мы используем явный код газовой динамики PPMstar, который отслеживает две жидкости и включает радиационное давление и радиационную диффузию. Представлено несколько серий моделирования с различными светимостями и коэффициентами теплопроводности. Исследованы скорость уноса на конвективной границе, внутренние гравитационные волны в пограничной области и над ней, а также приближение к динамическому равновесию вскоре после нескольких конвективных оборотов. Из результатов этих симуляций мы экстраполируем, чтобы найти скорость уноса при номинальной скорости нагрева и тепловой диффузии, заданной моделью звездной эволюции MESA, на которой основана трехмерная стратификация. Кроме того, чтобы изучить влияние радиационной диффузии на тепловую временную шкалу, мы выполняем очень длительные симуляции, ускоренные в 10000 раз по сравнению с их номинальной светимостью. В этих симуляциях растущая проникающая конвекция уменьшает изначально нереально большой унос. Это уменьшение обеспечивается пространственным разделением, которое возникает между градиентом энтропии и градиентом состава. Конвективная граница движется наружу намного медленнее в конце этих симуляций. Наконец, мы представляем метод прогнозирования степени и характера проникающей конвекции за пределами границы Шварцшильда. Этот метод предназначен для окончательного применения в одномерных расчетах звездной эволюции и основан на свойствах проникающей конвекции в наших симуляциях, переносимых на локальную шкалу теплового времени.
