Моделирование двойной системы черной дыры

В рамках проекта для получения степени я пишу код для моделирования гравитационных взаимодействий N тел, однако затем мне нужно использовать этот код для исследования чего-либо. Пытаясь придумать идеи, я задался вопросом, возможны ли двойные системы с черными дырами? Я бы исследовал только то, что связано с их образованием из двух карликовых галактик, содержащих одиночные черные дыры, поэтому я мог бы отрезать это, когда они подошли слишком близко, но мне нужно было бы запустить его, пока они были достаточно близко.

На каком этапе мне нужно будет ввести поправки к простой ньютоновской гравитации и насколько сложно/выполнимо это сделать? Любой совет был бы замечательным (или, если у вас есть идеи для чего-то еще, что можно исследовать, это было бы потрясающе!)

Я видел это раньше, но надеялся (вероятно, тщетно), что кто-то сможет объяснить или дать ссылку на какое-то место, объясняющее, как лучше всего это реализовать.
Это вопрос того, насколько подробно вы получите. PPN становится довольно сложным даже к тому времени, когда вы получаете достаточно деталей, чтобы получить ненулевое гравитационное излучение (2,5-го порядка). Если вы хотите увидеть ее трактовку, то она довольно хорошо развита в учебнике Вайнберга по космологии и в MTW. Если вы хотите увидеть прошлые численные симуляции с использованием PPN, вероятно, есть что-то, что консорциум LIGO собрал по этой теме, но я точно не знаю, где. Это определенно то, что сообщество численной теории относительности использует для черных дыр на дальней орбите.

Ответы (1)

Поправки к ньютоновской гравитации называются постньютоновскими (не путать с PPN или параметризованными постньютоновскими выражениями, используемыми для сравнения модифицированных теорий гравитации).

Поправки обычно делаются путем разложения уравнения Эйнштейна в ряды по г с 2 или в с , последнее встречается чаще, так как параметр разложения безразмерен ( в обозначают скорости тел). Такое расширение эффективно производит ряд поправок к ньютоновским силам. Поправки, пропорциональные ( в с ) н и позвонил н п Н исправления. Насколько мне известно, в литературе можно найти выражения для сил до 3,5 п Н заказ.

Что касается осуществимости, чем выше порядок н , тем сложнее выражения. Пока 1 п Н исправления могут быть осуществлены почти "бесплатно", следующие порядки могут быть описаны уравнениями длиной в пару страниц. Эти ребята говорят о более или менее той же проблеме, что и вы http://labs.adsabs.harvard.edu/ui/abs/2009ApJ...695..455B , и используют до 2,5 п Н исправления.

Могут быть более эффективные триггеры для включения/выключения условий коррекции, но как хороший триггер может напрямую сравнивать коэффициенты расширения. ( в с ) н некоторым пороговым значениям, где в здесь относительная скорость черных дыр.

Существует огромное количество релевантных исследований для вашего проекта. Если вас больше интересует динамика, есть много других факторов, таких как столкновения со звездами/межзвездной средой (если это применимо в карликовых галактиках)/динамическое трение/и т. д., которые, вероятно, гораздо важнее, чем поправки PN во время большей части слияния галактик. . Однако, если вы хотите иметь точное описание поздней спирали черной дыры, скажем, для извлечения форм гравитационных волн, включение поправок PN действительно важно.

Практически я бы проследил фактор в с во время повседневного моделирования проверьте его значения, а затем решите, нужны ли корректировки PN. Как вариант, поищите литературу по объявлениям.

Моделирование двойной системы черной дыры
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 0v