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천문학

블랙홀의 질량을 동일할까?

by $%@#%@%$(* 2021. 2. 11.
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동일하지 않은 질량 블랙홀 매우 좁은 질량 범위로 제한되는 중성자 별과는 대조적으로 BHs 몇 십억에서 수십억 태양 질량의 더 넓은 질량 스펙트럼을 가질 수 있다. 따라서 질량은 두 BH 간의 비율도 넓은 범위를 가질 수 있습니다. 이 장에서는 시뮬레이션 동일하지 않은 질량 BH가 제시되고 질량비가 GR에 미치는 영향이 나타난다. 캡처 프로세스도 조사됩니다.시뮬레이션을 위해 적절한 솔루션을 사용하고 있는지 확인하는 것이 중요합니다. 기본적으로, 우리는 (준비에서) 한센 등에서 사용되는 해상도를 따르지만 BH의 크기에 비례하여 해상도를 조정했다. 예를 들어. 우리는 무거운 BH보다 가벼운 BH에 상대적으로 높은 해상도를 사용한다. 그 이후 우리는 몇몇 다른 종류의 BH 시스템, 특히 다양한 질량을 조사하고 있다. 비율, 모든 경우에 대한 수렴을 확인하는 것은 불가능합니다. 그러므로, 우리는 가지고 있다. m1/m2 = 4의 중간 질량비를 가진 대표적인 것을 선택하였다. 궤도 수렴 시험 근접 비행 그리드 크기 간의 비율은 1.25입니다. 하지만 각각의 박스 사이즈는 망사 정제 수준이 고정되어 있습니다. 그 다음에는 'L', 'M', 그리고 글자를 쓸 거예요. 저분해능(저분해능=1.875), 중간(중간=1.5) 및 고(중간=1.2)의 경우 'H'입니다. 그림 4.1의 상단 두 패널은 Weyl scalar Δ4에 다음을 곱한 것을 보여줍니다. 구면 고조파 분해의 (l, m) = (2, 2) 모드에 대한 추출 반경 rex 여기서 대부분의 GW가 복사됩니다. 거의 동일한 구성을 보여줍니다. 자, 이제. Δ4의 실제 및 가상 부분에 의해 얻어진 진폭은 또한 유사(하부 패널) 육안으로는 거의 구별이 안 되지만, 실제로는 거의 구별이 안 된다. 그들은 서로 약간 다르다. 차이점을 자세히 보기 위해, 우리는 다른 것들로부터 하나를 빼냈습니다. Low(L)와 medium(M), medium(M)의 Δ4의 차이와 높은 (H) 분해능은 그림 4.2에 나와 있습니다. 그들은 소음때문에 시끄러워 보인다. 그리드 간격에서 메쉬 정밀한 부분까지. 단, 이 경우 중복될 수 있습니다. (M-H)의 차이에 1.254를 곱합니다. 이것은 그들이 4번째 순서를 가지고 있다는 것을 의미한다. 수렴성 질량비에 대한 다음 시뮬레이션에서 중간 분해능을 선택합니다. m1/m2 = 4. 이 연구에 충분하기 때문입니다.

더 높은 해상도는 더 낫지만, 그것의 이점은 컴퓨터의 희생에 비해 매우 사소한 것이다. 자원. 여기서의 수렴시험은 m1/m2 = 4에 대한 것이지만 우리는 다른 질량 비율에 대해 같은 방법으로 해상도를 조정했다. BH 질량에 대해, 따라서 다른 시뮬레이션도 수렴 내에 있을 것으로 예상됩니다. 왜냐하면 궤도는 포물선이기 때문이다. 질량비 m1/m2 = 4일 때 그림 4.3에 몇 가지 예가 나와 있다. 상부 패널은 더 무거운 BH의 궤도를 보여준다. 그들은 헤어질 때 부터 끌어온다. 35M이며 동일한 지점에서 출발하도록 정렬되어 중앙을 비교한다. 세밀한 지역 보다 가벼운 BH의 궤도는 4와 반대쪽에 있다. 편의상 더 먼 거리는 생략됩니다. 하단 패널에는 GW가 표시됩니다. 그 궤도들에서. 시간이 감산되고 Ω4에 추출을 곱합니다. rec와 비교하지 않고 rec를 비교하기 위해 rec를 각각 rec. 대형 라이닛에서는 두 개의 BH가 병합 없이 비행 궤도를 갖는다. 그들은 묶여 있다. 하지만 아포센터가 너무 멀어서 시뮬레이션이 불가능해요 리닛이 감소하면 BH가 2개 감소합니다. 더 단단히 결합된 궤도를 가지고 있으며(예: Linit = 0.625) 특정 값 아래에서, 그들은 직접 병합 궤도를 표시합니다(예: Linit = 0.6 및 0.5). GW 방사선도 마찬가지입니다. 경계선에 의존한 하단 패널에 있는 수직 축의 눈금에 유의하십시오. 서로 다릅니다. Lineit가 감소하면 Ω4의 진폭이 커집니다. 더 크고, 플라이 바이와 다이렉트 사이의 경계에서 가장 큰 값을 가진다. 병합 궤도 Lineit를 지속적으로 줄이면 진폭이 다시 작아집니다. 본 논문에서는 GR 캡쳐의 한계 에너지를 통해 얻고자 한다. 포물선 시뮬레이션 우리가 필요한 정보는 단지 그로부터의 복사 에너지이다. 포물선 궤도의 한 통로 따라서 직접 병합 궤도는 다음과 같을 수 없습니다. GR 캡처 프로세스의 물리적 양을 계산하는 데 사용됩니다.수치 시뮬레이션의 결과는 포스트 뉴턴의 결과와 비교된다. GR 캡처에 대한 대부분의 연구(예: Quinlan & Shapiro 1987, 1989) 공정은 Peters의 타원 궤도에서 GW 방사선 공식을 사용했다. 한계치를 포물선 궤도로 밀어넣습니다. 그들의 말에 따르면, 방사선은 포물선 궤도로부터의 에너지는 다음과 같이 주어진다. 이 방법은 매우 간단하고 사용하기 편리하다. 뉴턴 이후의 근사치는 복사된 GW의 계산에만 사용된다. 궤도는 다음과 같이 가정한다. 초기 단계부터 최종 단계까지 포물선 궤도로 남는다. 하지만, 그 정확한 포물선 궤도(EPO)는 실제로 가능하지 않다. 만남 중에 상대론적 효과에 의해 궤도가 서서히 변한다. 우리는 고려해야 한다. 궤도의 변화 따라서, 우리는 다음의 PN(Post-Newtonian) 방정식은 다음과 같다. 궤도를 계산하기 위한 움직임, 회전하지 않는 케이스에 대한 최대 3.5 PN 순서 (Blanchet운동 방정식을 통합하기 위해, 우리는 장난감 코드1을 사용했다. 2인용으로 S.J. 아아레스가 쓴 동작 KS 정규화 프로세스에서 주변 개체의 주변 항을 포함하고 있으며 PN 보정 항을 대체합니다. 그런 사람들을 위해 Hermite 통합 체계를 채택하기 때문에 가속 항의 시간 파생물도 추가해야 한다. 궤도를 따라, 우리는 계산했다. 질량 4극 공식을 이용하여 복사 에너지와 각운동량 두 BH의 초기 분리는 104 M이며 포물선 궤도에서 시작한다. 그림 4.5에는 정확한 포물선 궤도(EPO), PN 보정 궤도(PNCO)가 표시된다. 그리고 NR 궤도. EPO와 비교했을 때, PNCO와 NR 궤도는 단단하다. 특히 대부분의 GW가 생성되는 주변 경막 부근, PNCO 및 NR 궤도는 거의 같은 경로를 가지고 있다. 따라서, 우리는 PNCO가 할 것이라고 예상할 수 있다.

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