[論文レビュー] Bayesian model-selection of neutron star equation of state using multi-messenger observations

B. Biswas|arXiv (Cornell University)|Jun 4, 2021

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用数 4

ひとこと要約

本研究では、GW170817およびGW190425の重力波信号、およびNICERとPSR J0030+0451およびPSR J0740+6620の電波観測からの質量-半径測定を含む、マルチメッセンジャーデータを用いて、31種類の核物理学的動機付けを持つ中性子星状態方程式（EoS）モデルのベイジアンモデル選択を実施した。AP3（またはMPA1）EoSが最も好まれており、1.4 M⊙の中性子星の半径は12.10 km、潮汐歪み係数は393である。一方、非常に硬いかあるいは非常に柔らかいEoS、たとえばMS1、MS1B、SKI5、H4、WFF1は、明確に除外された。

ABSTRACT

Measurement of macroscopic properties of neutron stars, whether in binary or in an isolated system, provides us a key opportunity to place a stringent constraint on its equation of state. In this paper, we perform Bayesian model-selection on a wide variety of neutron star equation of state using multi-messenger observations. In particular, (i) we use the mass and tidal deformability measurement from two binary neutron star merger event, GW170817 and GW190425; (ii) simultaneous mass-radius measurement of PSR J0030+0451 and PSR J0740+6620 by NICER collaboration, while the latter has been analyzed by joint NICER/radio/XMM-Newton collaboration. Among the 31 equations of state considered in this analysis, we are able to rule out different variants of MS1 family, SKI5, H4, and WFF1 EoSs decisively, which are either extremely stiff or soft equations of state. The most preferred equation of state model turns out to be AP3 (or MPA1), which predicts the radius and dimensionless tidal deformability of a $1.4 M_{\odot}$ neutron star to be 12.10 (12.50) km and 393 (513) respectively.

研究の動機と目的

• 現在のマルチメッセンジャーデータを用いて、幅広い核物理学的動機付けを持つEoSモデルの中から、最も統計的に好まれる中性子星状態方程式（EoS）を特定すること。
• 重力波と電磁波の制約を統合した状況において、各EoSモデルの統計的証拠を評価すること。
• 観測データに基づいた現在のEoSモデルの状態を確立することで、将来的なEoSモデリングと数値シミュレーションのベンチマークを提供すること。
• PSR J0740+6620の再評価された質量測定値を含むさまざまなデータの組み合わせに対して、EoS選択の妥当性を評価すること。

提案手法

• 31種類の中性子星EoSモデル（さまざまな核Many-body近似から導出）に対して、ベイジアンモデル選択が適用された。
• 重力波観測（二つの中性子星合体であるGW170817およびGW190425）からの制約が組み込まれ、質量および潮汐歪み係数の測定が得られた。
• NICERおよび電波観測からの電磁波制約が統合され、PSR J0030+0451およびPSR J0740+6620の質量-半径測定が特に取り入れられた。
• 各EoSモデルの証拠は、ベイジアン証拠（周辺尤度）を用いて計算され、ベイズ因子を用いたモデル比較が可能になった。
• LalSuiteパッケージを用いて、全EoSモデルに対して1.4 M⊙の中性子星の半径および潮汐歪み係数といった巨視的性質が計算された。
• 相転移を伴うEoSは除外されたが、HQC18を除き、ハイブリッドクォーラー・ハドロン物質モデルとして含めた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 現在のマルチメッセンジャーデータによって、どの中性子星状態方程式（EoS）が最も強く支持されているか？
• RQ2 重力波と電磁波の観測が、中性子星物質の硬さと柔らかさをどのように共同で制約するか？
• RQ3 統合されたデータによって、どのEoSモデルが明確に除外され、半径および潮汐歪み係数の定量的制限は何か？
• RQ4 PSR J0740+6620の再評価された質量測定値の組み込みが、モデル選択の結果にどのように影響するか？
• RQ5 Li & Steiner (2006) のような核物理学データからの予測と、結果がどの程度一致するか？

主な発見

• AP3（またはMPA1）状態方程式が最も好まれており、1.4 M⊙の中性子星の半径は12.10 km、潮汐歪み係数は393である。
• MS1、MS1B、MS1B_PP、MS1_PP、SKI5のEoSモデルは、極めて硬いため、明確に除外された。これらは半径≥14.07 km、潮汐歪み係数≥1009を予測した。
• WFF1 EoSは極めて柔らかいため、明確に除外された。1.4 M⊙の半径は10.42 km、潮汐歪み係数は153を予測した。
• H4 EoSも明確に除外された。1.4 M⊙の中性子星に対して、半径13.69 km、潮汐歪み係数897を予測した。
• 解析から、中性子星EoSは非常に硬いか非常に柔らかくはならないことが示された。1.4 M⊙星の好まれる半径範囲は、核物理学データが予測する11.5–13.6 kmと整合的である。
• 本手法により、将来的なマルチメッセンジャーデータの統合が、EoSモデル比較のための一貫したベイジアンフレームワークで可能になる。