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천문학

우주 중력파에 대한 연구

by $%@#%@%$(* 2021. 2. 9.
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2015년 9월 14일, 중력파(GWs)가 마침내 직접 감지되었다. (Abbott 등. 2016) 레이저 간섭계 중력파 관측소에서 첫 발견이 되었습니다. LIGO와 Virgo의 협력은 2016년 2월 11일에 발표하였습니다. 그리고 그 신호의 이름은 GW150914였다. 신호 GW150914는 한 쌍의 검은색으로부터 수신이 됩니다. 질량이 36 및 29 M인 구멍(BHs)과 3 M의 에너지를 방출하게 됩니다. 마지막 인스파이럴 및 병합을 통한 GW의 형태입니다. 아인슈타인의 일반상대성이론에 의한 GW의 예측 이후, 많은 연구자들이 GW를 탐지하려고 시도했습니다. 간접적으로 GWs의 존재는 사람들에 의해 증명 되었습니다. Pulsar, PSR 1913+16 (Hulse & Taylor 1974; Weisberg & Taylor 2005). 그러나 GWs의 직접적인 관찰은 쉽지 않았습니다. 검출기의 감도가 불충분하여 많은 노력이 실패로 끝났습니다. (Weber bar, 원래 LIGO 및 Virgo 등) 하지만 이제 우리는 다른 눈을 갖게 되었습니다. 우주와 새로운 형태의 천문학으로요GW 천문학이 오고 있다. 많은 종류의 항성 물체들은 GW 선원이 될 수 있습니다. 예를 들어, 콤팩트 바이너리 병합, 초신성, 감마선 폭발, 회전하는 중성자 별, 초대질량 BH, 우주적 근원 등의 (Cutler & Thorne 2002). 이 자료들 중에서, 컴팩트 바이너리 병합(CBC)은 우주에서 흔하고 파형이 비교적 양호하기 때문에 GW의 가장 유망한 소스이다. 또한 주파수 범위는 접지 기반과도 호환됩니다. GW 감지기. 한 번에 최소 수십 개의 CBC를 탐지할 수 있을 것으로 예상이 됩니다.

고급 검출기를 사용한 연도(예: Abadie et al. 2010; Kim et al. 2003; Kalogera et) 2004년; Belczynski 외 2007년; Dominoik 외 2012년; O'Leary 외 2006년; Sadowski 기타 2008; 다우닝 외 2010, 2011; 배 외 2014; 홍 & 리 2015). 맨 처음 것, 제1 전자 GW150914도 이 범주에 포함된다. CBC는 형성될 수 있다. 다음과 같은 몇 가지 프로세스를 통해.첫 번째 프로세스를 제외한 이러한 프로세스는 필요한 동적 프로세스입니다. 고속 분산의 밀도가 높은 항성 환경 지구형 군집합 (GC) 또는 은하핵은 그러한 상황을 제공할 수 있다. GC는 백만개로 구성되어 있다. 별의 중심 밀도는 약 104 Mpc-3에 이른다. 은하수 은하는 중심부에 초거대 블랙홀과 수천만 질량을 가지고 있다. 단 몇 대의 PC(Schøodel 2016)에 집중되어 있습니다. M60-UCD1의 질량은? 지역 우주에서 가장 밀도가 높은 은하는 약 2 × 108 M이지만, 반광 반경은 24pc에 불과합니다(Strader et al., 2013). 위의 콤팩트 바이너리 형성 과정 중에서, 우리는 자세히 살펴볼 것이다. 이 논문의 세 번째 부분, 즉 두 개의 BH로 GR 캡쳐를 참조하십시오. 조사하기 위해 GR포획, 우리는 포스트 뉴턴 이론이나 같은 상대론적 치료가 필요합니다. 수치상대성이론. 왜냐하면 그것은 매우 강한 중력 상호작용을 수반하기 때문이다. 인 1960년대, Peters & Mathews (1963)와 Peters (1964)가 중력을 계산했다. 포스트 뉴턴을 사용하여 타원형 케플러 궤도의 점 질량으로부터의 방사선 Hansen(1972)은 이전의 연구를 쌍곡선 케플러로 확장시켰다. 궤도. Hansen(1972년)에 따르면, 복사 에너지는 다음과 같이 표현될 수 있다. 반주축 a와 편심 e Quinlan & Shapiro (1987, 1989)가 계산한 결과 Peters(1964)의 결과를 사용한 GR 캡처의 단면. 그들은 그것을 사용했다. 포물선과 쌍곡선 때문에 쌍곡선 궤도 대신 포물선 궤도 궤도는 대부분의 GW가 복사되는 주변경로 근처에 거의 동일한 경로를 가지고 있다.

우리 3장에서 이 문제를 다시 논의합니다. 포스트 뉴턴 이론은 대부분의 GR 포획 사례를 조사하기에 충분하다. 과정 단, 매우 짧은 주변부로는 극단적인 경우를 다룰 수 없습니다. 강한 중력장 때문에 거리 아인슈타인의 방정식은 직접 풀어야 하지만 비선형 방정식이고 매우 높아 쉽지 않다. 복잡한 결합 시스템 몇 가지 분석 솔루션은 매우 높은 수준으로 알려져 있습니다. 단순하고 대칭적인 시스템. 그러므로, 수치상대성이론은 이것에 필수적이다. 면적의 형식주의와 컴퓨터의 발달로 인해, 수치상대성이 오늘날 널리 사용되고 있다. 아인슈타인의 4차원 방정식 시공간 방정식은 3+1 방정식(3차원 공간 및 1차원 시간)으로 분해되었고(Arnowitt et al. 1962), 보다 안정적인 형태가 발명되었다. BSSN 형식주의 (Sibata & Nakamura 1995; Baumgarte & Shapiro 1999). 그 일반화된 조화 공식과 같은 다른 형태의 형식주의들 1999; Garfinkle 2002; Pretorius 2005b)도 제안되었다. 이 형식주의들은 성공적인 블랙홀 병합 시뮬레이션을 수행할 수 있습니다(Preorius 2005a; 캄파넬리 외. 2006a; 베이커 외. 2006).많은 BH 바이너리가 다음 시간 전에 순환을 거치게 될 것으로 예상됩니다. 병합(Peters 1964, O'Leary 등) 따라서 GW 신호는 다음과 같을 것으로 예상된다. 원형 궤도 GW 템플릿이 장착되어 있습니다. 대부분의 상대론적 시뮬레이션은 또한 준원 궤도(예: Campanelli et al., 2006b,c) 또는 타원 궤도에 초점을 맞춘다. (예: Pretorius & Khurana 2007; Sperhake 등. 2008; Heider 등. 2010; Gold & Gold & Gold & 브루그만 2013). 그러나 포물선이나 쌍곡선 궤도는 잘 연구되지 않는다. 수치상 상대론적 시뮬레이션을 통해 본 논문에서, 우리는 이러한 궤도에 초점을 맞추고 GR의 상대론적 사례를 조사한다. 수치상대성을 이용하여 포착하다 우리는 또한 결과를 비교한다. 포스트 뉴턴의 사람 우리는 그들 사이의 차이점을 찾을 수 있을 것이고, 줄 것이다.

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