GW190425の起源について

中性子星と外層がヘリウムの恒星の連星が外層から逃げるガスを捕まえるから質量が減らずに中性子星に成る？以下、機械翻訳。 GW190425の起源について （2020年1月17日に提出） LIGO / Virgoの共同研究により、最近、中性子星の2つの星が合併した可能性のあるGW190425の検出が発表されました。GW190425の総質量は、電波天文学で知られている銀河の二重中性子星の質量よりもかなり大きい。これは、GW190425の発生源には、銀河の二重中性子星とは異なる形成履歴があることを示唆しています。GW190425は不安定な「ケースBB」物質移動を介して形成されたと仮定します。この仮説によると、GW190425の前駆体は中性子星とヘリウム星からなる連星であり、共通のエンベローププロセスを受けました。ヘリウム星のコアの超新星に続いて、堅くて偏心した二重中性子星が形成され、＜ 1千万年に統合されました～ 4-5 M_太陽質量ヘリウム星の前駆体はGW190425の異常に大きな質量を説明するかもしれませんが、合併までの短い時間は、無線で同様のシステムが見られない理由を説明するかもしれません。この仮説をテストするために、公開されているLIGO / Virgoデータを使用してGW190425の離心率を測定します。の離心率は、90 ％の信頼度でe ＜ 0.007に制限されます。連星はLIGO / Virgoバンドに入るまでにe ＜　10 ^ -4に循環している可能性が高いため、この結果は不安定な物質移動シナリオの証拠を提供しません。より低い周波数帯域で動作する将来の検出器は、偏心測定を使用して、GW190425に類似した合併の形成チャネルを識別することを可能にします。 . . . 本文を読む

GW190425は、高速合流チャネルから生まれたバイナリ中性子星であることと矛盾しています

ブラックホールに比べて超軽い中性子星はぶん回されても出す重力波が弱い。何百ＡＵも離れていると合体するのに宇宙の寿命以上に時間が掛かる。 近接して恒星を作るか中性子星になるまでに近づける奥の手を考える。例えば第三の恒星とジャンピング中性子星モデルとか。まあ『そんな近接中性子星連星おらへんで、往生しまっせ』説らしい。以下、機械翻訳。 GW190425は、高速合流チャネルから生まれたバイナリ中性子星であることと矛盾しています （2020年1月13日に提出） LIGO / Virgo Scientific Collaboration（LSC）は最近、合計質量3.4+ 0.3− 0.1 M _ 太陽のコンパクトなオブジェクトバイナリマージGW190425の検出と、 個々のコンポーネントの質量範囲は約1.1〜2.5 M⊙です。構成コンパクトオブジェクトが中性子星の場合、総質量は銀河連星中性子星の2.66 ± 0.12 M _ 太陽の平均よりも５標準偏差大きくなります。銀河系でのこのような大規模なBNSシステムの非検出は、そのような大規模なBNSシステムが短い軌道周期で生まれ、～ 1千万年の吸気時間で生まれた場合に発生する可能性がある、検出に対する潜在的なバイアスを示します〜1千万年。 . . . 本文を読む

GW190425：総質量～ 3.4 M太陽のコンパクトなバイナリ合体の観測

中性子星合体にしても軽い2個で 3.4+ 0.3− 0.1M⊙そんなか弱い重力波を検出出来るLIGO凄い。以下、機械翻訳。 GW190425：総質量～ 3.4 M太陽のコンパクトなバイナリ合体の観測〜3.4 M　 （2020年1月6日に提出） 2019年4月25日に、LIGO Livingston検出器は、信号対雑音比12.9のコンパクトなバイナリ合体を観測しました。Virgo検出器はまた、低い信号対雑音比のために検出に寄与しなかったデータを取得していましたが、その後のパラメータ推定に使用されました。コンポーネント質量の90％の信頼できる間隔は、M⊙（ 無次元のコンポーネントスピンの大きさを0.05未満に制限する場合はM⊙）の範囲です。これらの質量パラメータは、中性子星である個々のバイナリコンポーネントと一致しています。ただし、ソースフレームチャープ質量1.44+ 0.02− 0.02M⊙と総質量 3.4+ 0.3− 0.1M⊙このシステムのサイズは、他の既知の二元中性子星システムのサイズよりも大幅に大きくなっています。システムの一方または両方のバイナリコンポーネントがブラックホールである可能性は、重力波データから除外することはできません。既知の銀河連星中性子星集団との矛盾に基づいて、システムの可能な起源を議論します。 . . . 本文を読む

LIGOによって検出された重力波のマルチフラクタルシグネチャ

最初のGWの検出。 主な結果を3つのポイントに要約します。 信号のフラクタルダイナミクス、マルチフラクタルソースを特定します . . . 本文を読む

中性子星衝突から生まれた重元素の最初の同定

中性子星合体で生じる重元素合成。複数の原子核をブロックみたいに貼り合わせると別の元素になるというウソみたいな話ですが、核融合で質量欠損が生じない核融合パターンなので恒星の中では合成されないだろう。どこで出来る？中性子星合体で出来るはずだけど観測されたことが無かった。以下、機械翻訳。 中性子星衝突から生まれた重元素の最初の同定 ESO望遠鏡での観測に続き、宇宙で初めて花火で使用される元素であるストロンチウムが検出されました . . . 本文を読む

重力波データからの中性子星合併における迅速なブラックホール形成の推測

地球人の科学力では連星の中性子星が合体する前にお互いを振り回す様子は重力波で捉えられるが、2個の中性子星がブラックホールに変化する様子は見えない。そこでマルチメッセンジャー天文学として他の望遠鏡が活躍するわけです。空のどのあたりに望遠鏡を向ければ良いか分かるようになっただけでも重力波検出器は役に立ってます。 重力波データからの中性子星合併における迅速なブラックホール形成の推測 （2019年8月15日に提出） 重力波GW170817は、連星中性子星合体現象のインスパイラルフェーズに関連付けられています。高周波数でのLIGO-Virgo検出器の感度は、合併および合併後の段階に対応する信号を検出するには不十分でした。したがって、合併の結果が迅速なブラックホールの形成であったかどうかの質問は、合併前の重力波信号または電磁的な対応物のいずれかを使用して回答する必要があります。この作業では、スパイラル重力波信号の分析を使用して、迅速なブラックホール形成の確率を推測する2つの方法を提示します。両方の方法は、重力波データ解析からの事後分布を数値相対論結果と組み合わせます。1つの方法は、状態方程式の現象論的モデルの使用と崩壊閾値質量の推定に依存しています。もう1つは、潮polar分極率パラメーターの推定に基づいています。 . . . 本文を読む

ガンマ線と重力波

ガンマ線と重力波 （2019年3月11日に提出された） 要約： 中性子星の合併の最初のマルチメッセンジャー観測は、Fermi-GBMとINTEGRAL SPI-ACSによるγ線とAdvanced LIGOによる重力波で独立に検出された。 高度なおとめ座。 重力波は加速する四重極モーメントを持つ系から放出され、検出可能な音源はコンパクトな物体であると期待されます。 ほぼすべての遠方の天体物理学 γ線源はコンパクトな物体です。 したがって、これら2つのメッセンジャーの偶然の観察 重力波やγ線の発生源を明らかにし続け、マルチメッセンジャーを可能にします Astro2020のテーマ分野にわたる科学。 これには、地上重力波ネットワークへのアップグレードと中性子星の合併の観測のための〜keV-MeVγ線範囲が必要です。 他の予想される関節を監視するための重力波とγ線の両方における広帯域と広帯域にアップグレードする必要があります。 . . . 本文を読む

マルチメッセンジャー天体物理学のための場：巨大なブラックホールによる白色矮星の鼓舞と潮汐の混乱

太陽質量の10万倍以下のブラックホールが、太陽質量程度の白色矮星を振り回して壊す様子が重力波としても電磁波としても見えるはず。以下、機械翻訳。 マルチメッセンジャー天体物理学のための場：巨大なブラックホールによる白色矮星の鼓舞と潮汐の混乱 銀河核内の（超）大質量ブラックホールによる星の潮汐崩壊は、理論的には約30年間議論されてきましたが、この10年で初めて我々は相当数のそのようなイベントを検出することができました。このように、我々は今、混乱のモデルの観測テストを実行し始めています。私達はまた、質量が<10 ^ 5 M太陽の中間質量ブラックホールによる白色矮星の鼓舞と混乱への期待を定式化してい< 10＾5M⊙。そのような出来事は情報が非常に豊富で、矮性銀河や星団に住んでいると考えられている中間質量ブラックホールへの新しい窓を開けます。彼らは私達に中間質量ブラックホールの人口統計学、それらのすぐ近くの恒星の集団と力学、そして水素欠乏物質の降着の物理学を知らせることができる。地上ベースの電磁気観測所と低周波重力波観測を使用した今後の過渡調査の組み合わせは、白色矮星の潮汐の混乱を利用するのに理想的です。 . . . 本文を読む

中性子星合併GW170817のスピッツァー中赤外線検出は最も重い元素の合成を示唆する

中性子星が合体する時に発生する高温高圧の環境が核融合を起こして重元素を作り出す。その時に発生するエネルギーが周辺のガスや粒子を熱するのか、発生するガンマ線やＸ線が赤方偏移で地球に届くときは赤外線なのか？以下、機械翻訳。 中性子星合併GW170817のスピッツァー中赤外線検出は最も重い元素の合成を示唆する （2018年12月20日に提出された） 私たちはスピッツァー宇宙望遠鏡の観測と二元中性子星合併GW170817の検出を報告します。4.5μmでは、合併後の+ 43日に21.9等のAB、+ 74日に23.9等のABで検出された。3.6μmでは、GW170817は+ 43日で23.2等AB、+ 74日で23.1等ABの限界まで検出されなかった。私達の検出はキロノバ/マクロノバの放出と重元素の組成に対する最新かつ最も赤い制約を構成しています。この後期の4.5μmの光度は、rプロセスの最初の存在量のピークからの要素だけでは説明できません。さらに、スピッツァー帯の急激な低下は、べき乗則指数が3.4 +/- 0.2であることから、半減期が14日前後の3番目の存在量のピークにおける最も重い同位体のいくつかによって説明できます（例： １４０ Ｂａ、１４３ Ｐｒ、１４７ Ｎｄ、１５６ Ｅｕ、１９１ Ｏｓ、２２３ Ｒａ、２２５ Ｒａ、233Pa、234Th） . . . 本文を読む

より速いもつれた道の干渉計はLISAよりも簡単です

地上の鏡と静止衛星の間で光を行き来させて重力波を検出。全く理解出来ない原理で宇宙空間を編隊飛行するLISAより高感度に重力波を検出できる。以下、機械翻訳。 LISAより単純な、より速いもつれた道の 干渉計 https://arxiv.org/abs/1807.02159 巻き込まれている光が一つのチャネルでハイゼンベルク限界を達成しないでさえ解像度感度に影響力がある改良を提供することができます。 このペーパーで、「封筒の後部」タイプ計算に基づいて、私はスペースに本拠地がある長い腕の 干渉計 への代わりのパスを実証します。 LISAに関してのその利点は類似の分解能を達成することが多くのアクティブなコンポーネントで複雑な衛星を必要としないということです。 . . . 本文を読む