Initial data for neutron star binaries with arbitrary eccentricity

Die Simulation von Neutronensternen erfolgt in den meisten Arbeiten durch Evolution von Anfangsdaten, die unter der Annahme helikaler Symmetrie erzeugt wurden. Dadurch erfolgt der Umlauf auf Kreisbahnen, die einerseits keine radiale Geschwindigkeitskomponente aufgrund der Abstrahlung von Gravitationswellen berücksichtigen. Andererseits können keine Sterne auf exzentrischen Umlaufbahnen simuliert werden ohne starke Vereinfachungen zu machen. In dieser Arbeit erweitern wir den benutzten Symmetrievektor. Daraus konstruieren wir ein selbst konsistentes Iterationsschema zur Konstruktion von Anfangsdaten, welche die Einstein'schen Zwangsbedingungen und die Materiegleichungen erfüllen. Schließlich erweitern wir das Schema indem wir noch radiale Geschwindigkeitskomponenten hinzufügen. Insgesamt ermöglicht uns das, konsistente Anfangsdaten zu erzeugen bei denen wir erstmals die radiale und die tangentiale Geschwindigkeit der Sterne beliebig variieren können. Wir implementieren dieses Schema in zwei existierende Codes, wobei die zweite Implementierung auch Spins und realistische Zustandsgleichungen ermöglicht. Evolutionen von unseren stark exzentrischen Anfangsdaten zeigen drastische Verbesserungen bei den unphysikalischen Oszillationen, die bei inkonsistenten Anfangsdaten auftreten. Die in früheren Arbeiten gefundenen f-Moden Oszillationen können außerdem bestätigt werden. Weiterhin benutzen wir die neue Möglichkeit der radialen Geschwindigkeitskomponente um Anfangsdaten mit sehr kleinen Exzentrizitäten zu erzeugen, die astrophysikalisch besser geeignet sind als bisherige Daten. Dazu beschreiben wir ein weiteres Iterationsschema, welches auf bisherigen Arbeiten anderer Gruppen zu schwarzen Löchern basiert. Wir sind so in der Lage erstmals die Einflüsse von sehr kleinen Exzentrizitäten auf die gemessenen Gravitationswellen zu zeigen

Binary Neutron Stars with Generic Spin, Eccentricity, Mass ratio, and Compactness - Quasi-equilibrium Sequences and First Evolutions

Information about the last stages of a binary neutron star inspiral and the final merger can be extracted from quasi-equilibrium configurations and dynamical evolutions. In this article, we construct quasi-equilibrium configurations for different spins, eccentricities, mass ratios, compactnesses, and equations of state. For this purpose we employ the SGRID code, which allows us to construct such data in previously inaccessible regions of the parameter space. In particular, we consider spinning neutron stars in isolation and in binary systems; we incorporate new methods to produce highly eccentric and eccentricity reduced data; we present the possibility of computing data for significantly unequal-mass binaries; and we create equal-mass binaries with individual compactness up to 0.23. As a proof of principle, we explore the dynamical evolution of three new configurations. First, we simulate a $q=2.06$ mass ratio which is the highest mass ratio for a binary neutron star evolved in numerical relativity to date. We find that mass transfer from the companion star sets in a few revolutions before merger and a rest mass of $\sim10^{-2}M_\odot$ is transferred between the two stars. This configuration also ejects a large amount of material during merger, imparting a substantial kick to the remnant. Second, we simulate the first merger of a precessing binary neutron star. We present the dominant modes of the gravitational waves for the precessing simulation, where a clear imprint of the precession is visible in the (2,1) mode. Finally, we quantify the effect of an eccentricity reduction procedure on the gravitational waveform. The procedure improves the waveform quality and should be employed in future precision studies, but also other errors, notably truncation errors, need to be reduced in order for the improvement due to eccentricity reduction to be effective. [abridged]Comment: (37pages, 26 figures