Fusões de buracos negros e estrelas de nêutrons com estrelas de nêutrons massivas em relatividade numérica

Estudamos a fusão de binários buraco negro-estrela de nêutrons (BH-NS) em relatividade numérica, focando nas propriedades do disco remanescente e dos ejecta, variando a massa da compactação da estrela de nêutrons (NS) e a massa e o giro do buraco negro (BH). Descobrimos que, dentro da precisão de nossas simulações numéricas, a massa do disco remanescente e a massa dos ejecta normalizadas pela massa bariônica da NS (Mₑ₄₌ e M₄₉₄, respectivamente), e a frequência de corte f₂ₔₓ normalizada pela massa gravitacional total inicial do sistema em separação infinita concordam aproximadamente entre os modelos com a mesma compactação da NS C₍ₒ=M₍ₒ/R₍ₒ, relação de massa Q=M₁₇/M₍ₒ e giro adimensional do BH ₁₇, independentemente da massa da NS M₍ₒ na faixa de 1. 092--1. 691\, M_. Este resultado mostra que o resultado da fusão depende sensivelmente de Q, ₁₇ e C₍ₒ, mas apenas fracamente de M₍ₒ. Isso justifica a abordagem de estudar a dependência das desintegrações tíldicas da NS na compactação da NS, fixando a massa da NS mas alterando a EOS. Além disso, realizamos simulações com NSs massivas de M₍ₒ=1. 8M_ e comparamos nossos resultados de Mₑ₄₌ e M₄₉₄ com aqueles fornecidos por fórmulas de ajuste existentes para testar sua robustez em NSs mais compactos. Descobrimos que as fórmulas de ajuste obtidas em estudos anteriores são precisas dentro dos erros numéricos assumidos, enquanto nossos resultados também sugerem que melhorias adicionais são possíveis por meio da realização sistemática de simulações numéricas mais precisas.