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。Λ〜これは、状態方程式にとらわれない方法で、迅速なBH形成と相関しています。GW170817のデータを分析し、2つの方法が一貫して〜50-70％の確率でブラックホールの迅速な形成を予測していますが、PSR J0348 + 0432またはPSR J0740 + 6620からの最大質量制約が10％を大幅に下回る場合があります課せられます。

図１.連星中性子星の波形の例
2つの異なるEOSが同じコンポーネントNS質量の合併
M1 = M2 = 1.35 M 上部パネル：プロンプトの折りたたみが発生します
衝突後; 波形の振幅は0に下がりますが、見かけの地平線（黒い破線）は2ミリ秒以内に始まります
波形のピーク振幅から。 下部パネル：安定した大質量のNSレムナントフォーム


図 2. TabのシミュレートされたBNSイベントを使用したしきい値質量法の注入スタディの結果。 I.左：累積　M / Mthrの確率、総質量と閾値質量の比。 の迅速な崩壊の推定確率
各BNSイベントは、X = 1での曲線の値です。実線、破線、点線は、BH、HMNS、およびMNSの残りを示します
それぞれ。 右：M / Mthrの注入値と回収された中央値および90％信頼区間の要約、シミュレートされたBNSイベント用。 円、正方形、および三角形は、それぞれBH、HMNS、およびMNSの残りを示します（NRから）。
式の近似式の誤差による閾値の不確実性。 （3）は灰色の網掛けの帯として表示されます。


図 3. TabのシミュレートされたBNSイベントを使用したthreshold-Λメソッドの注入研究の結果。 I.左：累積〜
Λの確率および各イベントのプロンプト崩壊の推定確率。 実線、破線、点線は〜を示します
BH、HMNS、およびMNSの残り。 黒い実線は、プロンプト崩壊の事前確率に対応します
Λの関数（式（10））。 右：〜の注入値と回収された中央値と90％信頼区間の要約
シミュレートされたBNSイベント。 円、正方形、および三角形は、それぞれBH、HMNS、およびMNSの残りを示します（NRから）。


図 4.ハードMmaxTOVがある場合とない場合の、しきい値潮withパラメータ法に基づくGW170817のプロンプト崩壊分析
1.97 Mでの制約。 左：M-MmaxTOVの共同後任者
事前分析あり（オレンジ）および事前分析なし（青色）の場合のTOVプレーンMmaxでカット。 暗い（明るい）色の点は、プロンプト崩壊の質量閾値の上（下）にあります。 内のkthrの輪郭
典型的な範囲[1.3、1.7]は灰色の網掛け領域として示されています。 右：とのkthrの関数としてのプロンプト崩壊の確率Mmaxなし　TOV制約（式（3）を使用する前）。