[論文レビュー] FRB 181112 as a Rapidly-Rotating Massive Neutron Star just after a Binary Neutron Star Merger?: Implications for Future Constraints on Neutron Star Equations of State

Shotaro Yamasaki, Tomonori Totani+1 more|arXiv (Cornell University)|Oct 15, 2020

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 7被引用数 4

ひとこと要約

本稿は、FRB 181112の4つのサブパルス間の0.8 ms周期に基づき、二つの中性子星（BNS）合体直後に形成された急速回転する質量の大きな中性子星が起源であると提唱する。この解釈により、FRBのサブミリ秒構造が合体後のスピンに関連づけられ、確認されれば、このようなFRB-GW同時検出は中性子星の状態方程式および潮汐変形度パラメータに関する独自の制約をもたらす。

ABSTRACT

The light curve of the fast radio burst (FRB) 181112 is resolved into four successive pulses, and the time interval ($\sim0.8$ ms) between the first and third pulses coincides with that between the second and fourth pulses, which can be interpreted as a neutron star (NS) spinning at a period of about $0.8$ ms. Although this period is shorter than the most rapidly rotating pulsar currently known ($1.4$ ms), it is typical for a simulated massive NS formed immediately after the coalescence of binary neutron stars (BNS). Therefore, a BNS merger is a good candidate for the origin of this FRB if the periodicity is real. We discuss the future implications that can be obtained if such a periodicity is detected from FRBs simultaneously with gravitational waves (GW). The remnant spin period $P_{ m rem}$ inferred from the FRB observation is unique information which is not readily obtained by current GW observations at the post-merger phase. If combined with the mass of the merger remnant $M_{ m rem}$ inferred from GW data, it would set a new constraint on the equation of state of nuclear matter. Furthermore, the post-merger quantity $P_{ m rem}/M_{ m rem}$, or the tidal deformability of the merger remnant, is closely related to the binary tidal deformability parameter $Λ$ of NSs before they merge, and a joint FRB-GW observation will establish a new limit on $Λ$. Thus, if $Λ$ is also well measured by GW data, a comparison between these two will provide further insights into the nature of nuclear matter and BNS mergers.

研究の動機と目的

• FRB 181112の4パルスにおけるサブミリ秒周期が、二つの中性子星（BNS）合体後に形成された急速回転する中性子星残渣を示しているかどうかを調査すること。
• 現在の重力波（GW）検出器では直接測定できない、合体後の中性子星のスピン周期をFRBタイミングから推定する可能性を評価すること。
• FRBとGWの共同観測が中性子星の状態方程式および二項潮汐変形度パラメータ$\tilde{\Lambda}$をどのように制約できるかを検討すること。

提案手法

• FRB 181112の高時間分解能データ（3 ns解像度）を分析し、連続するサブパルス間の0.8 ms周期を特定する。
• FRBがBNS合体後に形成された回転する中性子星残渣から発生し、磁場のダイナミクスまたは磁気圏相互作用によって発光が変調されているとモデル化する。
• 数値相対性理論シミュレーションを用いて、残渣の最大角速度$\Omega_{\rm max}$を抽出し、最小スピン周期$P_{\rm rem} = 2\pi / \Omega_{\rm max}$を推定する。
• $\Omega_{\rm max}$と合体後のGWスペクトルのピーク$\Omega_{\rm GW,peak}$を比較し、スピン周期推定値のゲージ不変性を検証する。
• 将来のBNS合体からのGWとFRBの同時検出が、$P_{\rm rem}$と$M_{\rm rem}$の両方の直接測定を可能にし、核物質の状態方程式に関する新たな制約をもたらすと提唱する。
• 比$P_{\rm rem}/M_{\rm rem}$を二項潮汐変形度$\tilde{\Lambda}$と結びつけ、中性子星構造の新たな観測的プローブを可能にする。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 FRB 181112のサブパルス間の0.8 ms周期は、約0.8 msの周期で回転する中性子星の証拠として解釈可能か？
• RQ2 観測されたサブミリ秒パルス構造を踏まえると、二つの中性子星合体からの合体後中性子星残渣がFRB 181112の起源として妥当か？
• RQ3 将来のGWとFRBの同時検出が、中性子星の状態方程式をどのように制約できるか？
• RQ4 中性子星残渣のスピン周期$P_{\rm rem}$と二項潮汐変形度パラメータ$\tilde{\Lambda}$の関係は何か？ そして、観測的にどのように探査できるか？
• RQ5 数値相対性理論シミュレーションにおけるゲージ依存性に対して、推定されたスピン周期$P_{\rm rem}$はどの程度頑健か？

主な発見

• 最初のパルスと3番目のパルス間（0.808 ± 0.004 ms）および2番目のパルスと4番目のパルス間（0.724 ± 0.006 ms）の時間間隔は、0.8 msのスピン周期と整合的であり、急速回転する中性子星残渣の存在を示唆している。
• 推定された約0.8 msのスピン周期は、二つのBNSが合体直後に形成される質量の大きな中性子星のシミュレーション結果と一致しており、FRB 181112のBNS合体起源を支持する。
• FRBタイミングによって測定されたスピン周期$P_{\rm rem}$は、現在の重力波観測のみでは得られない独自の情報を提供する。
• 2\Omega_{\rm max}と\Omega_{\rm GW,peak}の間には強い線形相関（傾き = 0.98 ± 0.07）が確認され、P_{\rm rem}が最小スピン周期の頑健でゲージ不変な代理指標であることが裏付けられた。
• FRBとGWの共同観測により、P_{\rm rem}/M_{\rm rem}の直接測定が可能となり、中性子星の状態方程式および潮汐変形度パラメータ\tilde{\Lambda}に関する新たな制約が得られる。
• 将来、重力波と一致するサブミリ秒周期の二重ピークまたはマルチパルスFRBが同定されれば、中性子星物理学およびBNS合体ダイナミクスの新しい窓が開かれる可能性がある。