El camino desde la relatividad numérica hasta los modelos de forma de onda para sistemas binarios de agujeros negros

Abstract

[spa] La relatividad numérica es una herramienta fundamental en el estudio de la coalescencia de sistemas binarios de agujeros negros. Todo y que, cubrir el espacio de parámetros del binario de agujeros negros, computacionalmente es una tarea dif´ıcil, la realizaci´on de f´ormulas fenomenol ´ogicas de ajuste para modelos de onda para el sistema binario y propiedades del estado final ser´an importantes para aplicaciones pr´acticas y un mayor entendimiento. En este trabajo nos centraremos en el modelado de las aplicaciones finales: masa y esp´ın final, del agujero negro Kerr resultante tras la fusi´on del sistema de agujeros negros. Para el estudio de estas aplicaciones seguiremos una jerarqu´ıa que nos permitir´a modelar estas cantidades dentro del espacio de par´ametros, abarcado por el cociente de masas, η, los espines individuales, Si, y la diferencia de espines Δχ. Concretamente, nos centraremos en el caso de espines no precesantes y ortogonales al plano orbital. Finalmente, incorporaremos el límite de cociente de masas extremos y analizaremos los efectos subdominantes en la diferencia de espines

[eng] Numerical relativity is a fundamental tool in the study of the coalescence of binary black hole systems. Although covering the parameter space of the binary black holes is computationally challenging, the development of phenomenological fitting formulas for wave models of the binary system and properties of the final state will be important for practical applications and a deeper understanding. In this work, we will focus on modeling the final applications: the final mass and spin of the Kerr black hole resulting from the merger of the black hole system. For the study of these applications, we will follow a hierarchy that will allow us to model these quantities within the parameter space, covered by the mass ratio, η, the individual spins, Si, and the spin difference, Δχ. Specifically, we will focus on the case of non-precessing spins that are orthogonal to the orbital plane. Finally, we will incorporate the extreme mass ratio limit and analyze the subdominant effects on the spin difference

[cat] La relativitat numèrica és una eina fonamental en l’estudi de la coalesc`encia de sistemes binaris de forats negres. Tot i que cobrir l’espai de par`ametres del binari de forats negres ´es una tasca computacionalment dif´ıcil, la realitzaci´o de f´ormules fenomenol`ogiques d’ajust per a models d’ona per al sistema binari i propietats de l’estat final seran importants per a aplicacions práctiques i una millor comprensió. En aquest treball ens centrarem en la modelització de les aplicacions finals: massa i espín final, del forat negre de Kerr resultant despr´es de la fusi´o del sistema de forats negres. Per a l’estudi d’aquestes aplicacions seguirem una jerarquia que ens permetr`a modelar aquestes quantitats dins l’espai de par`ametres, abastat pel quocient de masses, η, els espins individuals, Si, i la difer`encia d’espins Δχ. Concretament, ens centrarem en el cas d’espins no precessants i ortogonals al pla orbital. Finalment, incorporarem el l´ımit de quocient de masses extrems i analitzarem els efectes subdominants en la difer`encia d’espins