ecuaciones Einstein

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Aquí está el artículo donde aparece el nuevo esquema en el que el sistema se desacopla de manera jerárquica:

(1) Conocidas las cantidades hidrodinámicas conservadas, resolver:

$latex Delta X^i + frac{1}{3} mathcal{D}^i mathcal{D}_j X^j = 8 pi f^{ij} S_j^*$

para encontrar

$latex hat{A}^{ij} approx (LX)^{ij} = mathcal{D}^i X^j + mathcal{D}^j X^i – frac{2}{3} mathcal{D}_k X^k f^{ij}$.

(2) Resolver la ecuación:

$latex Delta psi = -2 pi psi^{-1} E^{*} – psi^{-7} frac{ f_{il} f_{jm} hat{A}^{lm} hat{A}^{ij} }{8}$

para encontrar $latex psi$, donde la unicidad local ahora esta garantizada. Podemos calcular $latex S^*$ de manear consistente.

(3) Resolver la ecuación:

$latex Delta(psi N) = 2 pi N psi^{-1} (E^* + 2 S^*) + N psi^{-7} frac{7 f_{il} f_{jm} hat{A}^{lm} hat{A}^{ij} }{8}$

para $latex N psi$, una ecuación lineal donde podemos aplicar el principio del máximo con lo que, con las codiciones de contorno apropiadas, se sigue la unicidad y existencia.

(4) Finalmente, resolver:

$latex Delta beta^i + frac{1}{3} mathcal{D}^i ( mathcal{D}_j beta^j ) = D_j( 2 N psi^{-6} hat{A}^{ij} )$

para encontrar $latex beta^i$.

Además, en este otro artículo, presentan una manera de reducir una ecuación elíptica vectorial, un complicado sistema acoplado de PDEs, a un conjunto de ecuaciones Poisson escalares desacopladas. Para el caso del shift, la $latex beta$ anterior, por ejemplo, en coordenadas esféricas, tendríamos:

(1) Resolver ecuación:

$latex Delta mu = mu_S$

que corresponde a la parte toroidal, para la resolución de la parte angular se introducen un potencial poloidal $latex eta$ y  un potencial toroidal $latex mu$ de manera que $latex boldsymbol{beta} = $, y está desacoplada del resto para obtener $latex mu$.

(2) Resolver la también desacoplada ecuación para la divergencia (de $latex boldsymbol{beta}$ respecto de la conexión plana $latex mathcal{D}$):

$latex Delta Theta = frac{3}{4} mathcal{D}_{hat{k}} S(boldsymbol{beta}^{hat{k}})$.

(3) Obtener $latex beta^r$ a partir de una de las siguiente ecuaciones:

(i) $latex frac{partial^2 beta^r}{partial r^2} + frac{4}{r} frac{partial beta^r}{partial r} + frac{2 beta^r}{r^2} + frac{1}{r^2}Delta_{theta varphi} beta^r = S(boldsymbol{beta})^r – frac{1}{3} frac{partial Theta}{partial r} + frac{2}{r} Theta$

(ii) $latex Delta chi = r S(boldsymbol{beta})^r – frac{r}{3} frac{partial Theta}{partial r} + 2 Theta $, donde $latex chi = r beta^r$

(4) Deducir $latex eta$ de una de las siguientes ecuaciones:

(i) $latex Delta_{theta varphi} eta = r Theta – r frac{partial beta^r}{delta r} – 2 beta^r$, que tiene la ventaja de que solo requiere una división por $latex -l (l+1)$ de los coeficientes de la expansión por armónicos esféricos pero la desventaja de que utiliza la derivada radial de $latex beta^r$ que puede tener problemas con el orden.

(ii) $latex Delta eta = eta_S – frac{2 beta^r}{r^2} – frac{1}{3} frac{Theta}{r}$, que requiere la resolución de otra ecuación de Poisson adicional.

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Como ya comentamos, de la tesis de Bauswein, adoptando la foliación $latex 3+1$ del espacio-tiempo la métrica queda:

$latex ds^2 = (- alpha^2 + beta_i beta^i) dt^2 + 2 beta_i dx^i dt + gamma_{ij} dx^i dx^j$

En la aproximación CFC resolvemos repetidamente el problema de valor inicial. De acuerdo con esta aproximación, la parte espacial de la métrica se puede escribir como:

$latex gamma_{ij} = psi^4 delta_{ij}$

donde $latex psi$ es el factor conforme (una transformación conforme preserva los ángulos. En geometría Riemanniana, dos métricas de Riemann $latex g$ y $latex h$ sobre una variedad $latex M$ son conformemente equivalentes si $latex g=uh$ para alguna función positiva $latex u$ sobre $latex M$. La función $latex u$ es el factor conforme).

De esta manera, las ecuaciones de Einstein, asumiendo $latex K := tr(K_{ij}) = K_i^i =0$, se reducen al sistema de cinco PDE elipticas no lineales acopladas:

$latex Delta psi = -2 pi psi^5 E – frac{1}{8} psi^5 K_{ij}K^{ij}$

$latex Delta(alpha psi) = 2 pi alpha psi^5 (E + 2S) + frac{7}{8} alpha psi^5 K_{ij}K^{ij}$

$latex Delta beta^i + frac{1}{3}partial^i partial_j beta^j = 16 pi alpha rho W + 2 psi^{10} K^{ij} partial_j (frac{alpha}{psi^6}) =: S_beta$

donde $latex E = rho h W^2 – P$, $latex S = rho h (W^2 -1) + 3P$ y

$latex K_{ij} = frac{psi^4}{2 alpha} (delta_{il} partial_j beta_l + delta_{jl} partial_i beta^l – frac{2}{3} delta_{ij} partial_k beta^k )$

que podemos escribir de manera mas compacta como:

$latex Delta B^i = S_beta$

$latex Delta chi = partial_i B^i$

si definimos $latex beta^i = B^i – frac{1}{4} partial_i chi$ y que es un sistema tipo Poisson que puede ser resuelto iterativamente hasta la convergencia con un método multigrid.

Las condiciones en la frontera se dan mediante desarrollo multipolar () de los terminos fuente, que son no compactas, hasta el armónico quadrupolar.

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En el artículo “Introducción a la relatividad numérica” de M. Alcubierre, también explica el formalismo $latex 3+1$.

Resolver las ecuaciones de campo de Einstein en la práctica es complicado, ya que son un sistema de $latex 10$ EDPs en $latex 4D$ acopladas y no lineales con muchísimos términos. Se conocen soluciones exactas en situaciones muy concretas con un alto grado de simetría espacial o temporal (simetría esférica, simetría axial, soluciones estáticas, homogéneas, isotrópicas, etc.), pero en la mayoría de situaciones interesantes en astrofísica no se dan estas condiciones y tenemos que resolverlas utilizando aproximaciones numéricas mediante complicados programas.

En relatividad numérica, la idea es separar las ecuaciones de campo de Einstein de forma que podamos dar ciertas condiciones iniciales y, a partir de ellas, obtener la evolución del campo gravitacional. Existen diferentes maneras de hacerlo y el formalismo $latex 3+1$, que es el mas ampliamente utilizado, lo hace separando las tres componentes espaciales de la temporal.

Para estudiar la evolución en el tiempo, lo primero que se hace es formular un problema de Cauchy. En las ecuaciones de Einstein, el espacio y el tiempo son simétricos, por lo que primero debemos separar uno de otro. Lo que queremos es un espacio-tiempo orientable temporalmente de manera que podamos elegir de manera contínua a través del espacio-tiempo la mitad del cono de luz que contituye la dirección futura y de la mitad que corresponde a la dirección pasada. A la formulación de la relatividad general (GR) resultante de esta separación es el formalismo $latex 3+1$.

Un conjunto abierto $latex U$ de un espacio-tiempo es globalmente hiperbólico sii:

  1. Para cualquier par de puntos $latex p$ y $latex q$, el conjunto $latex gamma^+(p) cap gamma^-(q) subset U$ y es compacto, donde $latex gamma^pm(S)$ son el futuro y pasado causal de una region $latex S$.
  2. No existen curvas espacio-temporales cerradas que pasen por $latex U$, prohibiendo los viajes al pasado en el tiempo y cumpliendose de esta manera el pricipio de causalidad en el abierto.

Una $latex p$-foliación de una variedad $latex M$ de dimension $latex n$ consiste en una partición de ésta en subvariedades diferenciables $latex {N_i}_{i in I}$ de dimensión $latex dim N_i = p<;m,,forall iin I$, por lo que localmente $latex M$ tiene estrutura topologica de variedad producto. Por ejemplo, una $latex 2$-foliación del espacio $latex mathbb{R}^3$ es $latex { mathbb{R}^2_z}_{z in mathbb{R}}$. La foliación de una variedad no es única (por ejemplo, $latex { mathbb{R}^2_y}_{y in mathbb{R}}$ es otra foliación posible de $latex mathbb{R}^3$, asumiendo que sabemos de que hablamos cuando nos referimos a $latex z$ o $latex y$: planos con vector normal $latex (0,0,1)$ en el primer caso y $latex (0,1,0)$ en el segundo).

Todo espacio-tiempo globalmente hiperbólico puede ser foliado, es decir, separado en cortes tridimensionales apilados, de tal forma que cada hoja es una hipersuperficie de Cauchy espacial. Sea $latex (t,x^i)$ un sistema de coordenadas tal que la función $latex t$ es de gradiente temporal. Entonces las superficies $latex t=cte$ (un tiempo “universal” que no tiene porque ser el tiempo propio de nadie) definen una foliación del espacio-tiempo. Denotaremos por $latex Sigma_t$ a la hipersuperfície de Cauchy de tiempo $latex t$.

Dada una foliación $latex Sigma_t$ definida para la función $latex t$, podemos encontrar campos vectoriales $latex xi$ de manera que $latex mathcal{L}_xi t = 1$. Llamamos base de evolución a la pareja $latex (xi,t)$. Podemos descomponer $latex xi$ de manera relativa a un observador euleriano:

$latex xi = alpha n + beta$

donde $latex n = frac{dt}{|dt|}$ con $latex g(n,n)=-1$ es la normal a la foliación, $latex alpha$ es la función de paso y $latex beta$ el vector desplazamiento de la base de evolución. A cada base de evolución podemos asociarle unas coordenadas adaptadas de manera que $latex xi = partial_t$ y $latex (x^i)$ son coordenadas en $latex Sigma_t$, de manera que $latex beta = beta^i partial_i$.

Considerar diferentes $latex alpha$ es considerar diferentes foliaciones, por lo que el paso entre $latex Sigma_0$ y $latex Sigma_t$ depende del punto de $latex Sigma_0$ considerado: $latex alpha = alpha(t,x^i)$.

El vector desplazamiento $latex beta$ determina $latex xi$, define el difeomorfismo entre $latex Sigma_0$ y $latex Sigma_t$: si $latex beta=0$ entonces $latex varphi_t(P_0) = bar{P_t}$ con $latex P_0 in Sigma_0$ y $latex bar{P_t}in Sigma_t$ ambos sobre la misma curva integral de $latex n$, por lo que tenemos evolución sin desplazamiento. Si $latex beta neq 0$ entonces $latex varphi_t(P_0) = P_t$ en $latex Sigma_t$ desplazado respecto $latex bar{P_t}$.

Por lo tanto, tenemos:

$latex g_{munu} = begin{pmatrix} -alpha^2 + beta_k beta^k & beta_i \ beta_j & gamma_{ij} end{pmatrix}$

y

$latex n^mu = frac{1}{alpha}(1,-beta^i)$, $latex n_mu = (-alpha,0)$

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Hemos hablado mucho de las ecuaciones de campo de Einstein pero aún no han aparecido de manera explícita. En el artículo “Introducción a la relatividad numérica” de M. Alcubierre, éste habla sobre ellas.

Las ecuaciones de campo de Einstein, derivadas buscando una generalización relativista y consistente de la ley de gravitación de Newton, como lo hizo Einstein, o de manera formal a partir de un principio variacional partiendo de un Lagrangiano adecuado, como lo hizo Hilbert, se escriben en su forma mas compacta como (signatura $latex (-,+,+,+)$ y $latex G=c=1$):

$latex G_{munu} = 8 pi T_{munu}$

donde $latex G_{munu}$ es el tensor de curvatura de Einstein que representa la geometría del espacio-tiempo, $latex 8 pi$ es un factor de normalización para obtener el límite Newtoniano correcto y $latex T_{munu}$ es el tensor de energia-momento que representa la distribución de materia y energía. Como $latex G_{mu nu}, T_{mu nu} in mathcal{M}_{16}(mathbb{R})$, tenemos $latex 16$ ecuaciones que se reducen a $latex 10$ por ser simétricos los dos tensores en sus dos índices. Son $latex 10$ PDEs acopladas en $latex 4D$.

El tensor de Einstein se define como:

$latex G_{mu nu} := R_{mu nu} – frac{1}{2} g_{mu nu}R$

donde $latex R_{mu nu}:=R^lambda_{mu lambda nu}$ es el tensor de Ricci ($latex R_{mu nu} in mathcal{M}_{16}(mathbb{R})$) que se obtiene contrayendo dos índices libres del tensor de curvatura de Riemann y $latex R:=g^{mu nu}R_{mu nu}$ es la traza del tensor de Ricci o la curvatura escalar.

El tensor curvatura está definido para toda variedad dotada de una conexión $latex nabla$:

$latex R(u,v)w = nabla_u nabla_v w – nabla_v nabla_u w – nabla_{[u,v]}w$

y nos permite hablar de transporte paralelo, nos dice el cambio que sufre un vector al transportalo paralelamente. En una variedad de Riemann siempre podemos definir una conexión libre de torsión, la conexión de Levi-Civita, que expresada en componentes queda:

$latex R^{rho}_{sigma mu nu} = partial_mu Gamma^rho_{sigma nu} – partial_nu Gamma^rho_{sigma mu} + Gamma^alpha_{sigma nu} Gamma^rho_{alpha mu} – Gamma^alpha_{sigma mu} Gamma^rho_{alpha nu}$

y que con $latex 4$ índices en $latex n$ dimensiones tiene $latex n^4$ componentes, de las que solo $latex 20$ (si $latex n=4$ y $latex 4^4=256$), al tener en cuenta simetrías, son independientes. Se puede demostrar que $latex R=0 Leftrightarrow$ variedad plana.

Recordar que se pueden subir y bajar índices contrayendo con el tensor métrico o su inverso:

$latex v_alpha = g_{alpha beta} v^beta$

$latex v^alpha = g^{alpha beta} v_beta$

$latex R_{rho sigma mu nu} = g_{rho alpha} R^{alpha}_{sigma mu nu}$

En el último ejemplo obtenemos la versión de la curvatura de Riemann totalmente covariante, un tensor de tipo $latex (0,4)$ (los elementos de la base pasan de ser de la forma $latex frac{partial}{partial_{x^alpha}} otimes dx^beta otimes dx^gamma otimes dx^delta$ de un tensor de tipo $latex (1,3)$ a ser de la forma $latex dx^alpha otimes dx^beta otimes dx^gamma otimes dx^delta$).

El tensor de curvatura de Riemann tiene las siguientes propiedades:

  1. Antisimetrías: $latex R_{alpha beta gamma delta} = – R_{alpha beta delta gamma} = -R_{beta alpha gamma delta}$.
  2. Simetrías: $latex R_{alpha beta gamma delta} = R_{gamma delta alpha beta}$.
  3. Primera identidad de Bianchi: $latex R_{alpha[betagammadelta]} = R_{alphabetagammadelta} + R_{alphagammadeltabeta} + R_{alphadeltabetagamma} = 0$.
  4. Segunda identidad de Bianchi:$latex R_{alphabeta[gammadelta;epsilon]} = R_{alphabetagammadelta;epsilon} + R_{alphabetadeltaepsilon;gamma} + R_{alphabetaepsilongamma;delta} = 0$.

El tensor de energia-momento describe la densidad de energia, la densidad de momento y el flujo de momento de un campo de materia:

$latex T^{00}$ = densidad de energía.

$latex T^{0i} = $ densidad de momento.

$latex T^{ij} = $ flujo de momento $latex i$ a través de la superficie $latex j$.

Las identidades de Bianchi son muy importantes porque nos llevan a:

$latex G^{mu nu},_{;nu} = 0 Rightarrow T^{mu nu},_{;nu} = 0$

que son las cuatro ecuaciones que representan la conservación local de la energía y del momento (la perdida de energía y momento en una región se compensa con el flujo de energía y momento fuera de esa región) donde $latex ;$ indica la derivada covariante.

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Como ya comentamos, existen diferentes soluciones analíticas de las ecuaciones de Einstein correspondientes a los diferentes tipos de BH en equilíbrio. En la tesis “Evolution formalism of Einstein equations: numerical and geometrical issues” de I. Cordero podemos encontrarlas.

Para empezar, la consideración de variedades de Lorentz con simetría esférica y tensor de Ricci nulo, nos lleva a la métrica de Schwarzschild ($latex J=0, Q=0$) que podemos escribir en diferentes sistemas de coordenadas:

Coordenadas de Schwarzschild $latex (r,theta,varphi,tau)$ con $latex r > 2M$ y siendo $latex tau$ el tiempo propio:

$latex g = frac{1}{1-frac{2M}{r}}dr otimes dr + r^2 (dtheta otimes dtheta + sin^2 theta dvarphi otimes dvarphi)-(1-frac{2M}{r})dtau otimes dtau$

que en forma matricial queda:

$latex g=begin{bmatrix} frac{1}{1-frac{2M}{r}} & 0 & 0 & 0 \ 0 & r^2 & 0 & 0 \ 0 & 0 & r^2 sin^2 theta & 0 \ 0 & 0 & 0 & -(1-frac{2M}{r}) end{bmatrix}$

y en física se suele escribir:

$latex ds^2 = frac{1}{1-frac{2M}{r}}dr^2+ r^2 (dtheta^2 + sin^2 theta dvarphi^2)-(1-frac{2M}{r})dtau^2$

Además, como $latex dOmega^2 = dtheta^2 + sin^2theta dvarphi^2$ es la métrica de $latex S^2$ ($latex S^2(theta,varphi) = (sin theta cos varphi, sin theta sin varphi, cos theta)$ en $latex ]0,pi[ times ]0,2pi[$ de manera que $latex g_{11} = S^2_theta cdot S^2_theta = 1$, $latex g_{12} = g_{21} = S^2_theta cdot S^2_varphi = 0$ y $latex g_{22} = S^2_varphi cdot S^2_varphi = sin^2 theta$, con lo que $latex g = dtheta otimes dtheta + sin^2 theta dvarphi otimes dvarphi$), tenemos:

$latex ds^2 = frac{1}{1-frac{2M}{r}}dr^2+ r^2 dOmega^2 – (1-frac{2M}{r})dtau^2$

Coordenadas isotrópicas $latex (bar{r},theta,varphi,tau)$ con $latex r = bar{r} (1 + frac{M}{2bar{r}})^2$ respecto de las de Schwarzschild:

$latex ds^2 = (1+frac{M}{2bar{r}})^4(dbar{r}^2+ bar{r}^2 dOmega^2 )- big (frac{1-frac{M}{2bar{r}}}{1+frac{M}{2bar{r}}} big) dtau^2$

Las métricas inducidas por estas dos métricas en las hipersuperficies de tiempo propio constante son conformemente planas y singulares en el horizonte.

Coordenadas de Painlevé-Gullstrand-Lemaître $latex (r,theta,varphi, T)$ con $latex dT = dtau + frac{sqrt{frac{2M}{r}}}{1-frac{2M}{r}}dr$ respecto de las de Schwarzschild:

$latex ds^2 = dr^2 + r^2 dOmega^2 + 2 sqrt{frac{2M}{r}}dTdr – (1-frac{2M}{r})dT^2$

que en forma matricial queda:

$latex g=begin{bmatrix} 1 & 0 & 0 & sqrt{frac{2M}{r}} \ 0 & r^2 & 0 & 0 \ 0 & 0 & r^2 sin^2 theta & 0 \ sqrt{frac{2M}{r}} & 0 & 0 & -(1-frac{2M}{r}) end{bmatrix}$

Coordenadas de Eddington-Finkelstein $latex (t, r, theta, varphi)$ con $latex t = tau + 2M ln |frac{r}{2M} – 1|$ respecto de las de Schwarzschild:

$latex ds^2 = frac{1}{1+frac{2M}{r}} dr^2 + r^2 dOmega^2 + frac{4M}{r} dtdr – (1-frac{2M}{r})dt^2$

que en forma matricial queda:

$latex g=begin{bmatrix} 1+frac{2M}{r} & 0 & 0 & frac{2M}{r} \ 0 & r^2 & 0 & 0 \ 0 & 0 & r^2 sin^2 theta & 0 \ frac{2M}{r} & 0 & 0 & -(1-frac{2M}{r}) end{bmatrix}$

Las métricas inducidas por estas dos métricas en las hipersuperficies de tiempo constante son planas y regulares en el horizonte.

En el llibre “Geometria diferencial i relativitat” de J. Girbau tambe comenta les coordenadas de Kruskal-Szekeres $latex (u,v,theta,varphi)$:

$latex ds^2 = frac{32M^3}{r} e^{-frac{r}{2M}} (du^2 – dv^2) + r^2 dOmega^2$

donde

$latex u=sqrt{frac{r}{2M}-1} e^{frac{r}{4M}} cosh frac{tau}{4M}$

y

$latex v=sqrt{frac{r}{2M}-1} e^{frac{r}{4M}} sinh frac{tau}{4M}$

No hay singularidad física en $latex r=2M$, pero hay dos en $latex r=0$.

En segundo lugar, tenemos la métrica de Kerr ($latex J neq 0, Q = 0$) que también podemos escribir en diferentes sistemas de coordenadas:

Coordenadas de Boyer-Lindquist $latex (r,theta,varphi,t)$:

$latex ds^2 = frac{rho^2}{Delta} dr^2 + rho^2 dtheta^2 + tilde{w}^2(dvarphi – wdt)^2 – (frac{rho sqrt{Delta}}{Sigma})^2dt^2$

donde

$latex Delta = r^2 -2Mr + a^2$

$latex rho^2 = r^2 + a^2 cos^2 theta$

$latex Sigma^2 = (r^2 + a^2)^2 – a^2 Delta sin^2 theta$

$latex w = frac{2aMr}{Sigma^2}$

$latex tilde{w} = frac{Sigma sin theta}{rho}$

y siendo $latex a$ el momento angular del BH. Fijando $latex a=0$ obtenemos el BH de Schwarzchild en coordenadas de Schwarzchild.

Coordenadas de Kerr-Schild $latex (r,theta,bar{varphi},bar{t})$:

$latex ds^2 = frac{Z^{2k}-1}{Z-1} dr^2 + rho^2 dtheta^2+ sin^2 theta rho^2 [1+Y(1+Z)] dbar{varphi}^2 – (1-Z) dbar{t}^2+$

$latex +2aepsilon sin^2 theta frac{Z^{k+1}-1}{Z-1}drdbar{varphi} -2 epsilon Z^k dr dbar{t} -2 a sin^2 theta Z dbar{varphi}dbar{t}$

donde

$latex Y = frac{a^2 sin^2 theta}{rho^2}$, $latex Z = frac{2Mr}{rho^2}$

y $latex epsilon = +1(-1)$ regulariza el horizonte futuro (pasado) del BH. La relación con las anteriores coordenadas viene dada por

$latex dbar{varphi} = dvarphi – epsilon frac{a}{Delta} dr$

$latex dbar{t} = dt – epsilon [ frac{1+Y}{1+Y-Z} – frac{1-Z^k}{1-Z} ] dr$

donde $latex Delta$ es la función horizonte, que es cero en el horizonte y hace que la componente $latex g_{tt}$ de la métrica se anule.

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