[論文レビュー] GW170817: Modeling based on numerical relativity and its implications

Masaru Shibata, Sho Fujibayashi+5 more|arXiv (Cornell University)|Oct 20, 2017

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用数 1

ひとこと要約

この論文は数値相対性理論シミュレーションを用いてGW170817をモデル化し、合体によって長期間にわたって存続する超高密度または超質量の中性子星残骸が生成されたと結論づけている。この残骸は、強いニュートリノ放射による高い速度で移動する、比較的プロトactinide含有量が低い物質の噴出を可能にし、観測された光学的および赤外線放射を説明する。これには、M_max > 2M_⊙を満たす硬めの状態方程式が必要である。

ABSTRACT

Gravitational-wave observation together with a large number of electromagnetic observations shows that the source of the latest gravitational-wave event, GW170817, detected primarily by advanced LIGO, is the merger of a binary neutron star. We attempt to interpret this observational event based on our results of numerical-relativity simulations performed so far paying particular attention to the optical and infra-red observations. We finally reach a conclusion that this event is described consistently by the presence of a long-lived hypermassive or supramassive neutron star as the merger remnant, because (i) significant contamination by lanthanide elements along our line of sight to this source can be avoided by the strong neutrino irradiation from it and (ii) it could play a crucial role to produce an ejecta component of appreciable mass with fast motion in the post-merger phase. We also point out that (I) the neutron-star equation of state has to be sufficiently stiff (i.e., the maximum mass of cold spherical neutron stars, M_max, has to be appreciably higher than 2M_sun in order that a long-lived massive neutron star can be formed as the merger remnant for the binary systems of GW170817, for which the initial total mass is >~ 2.73M_sun and (II) no detection of relativistic optical counterpart suggests a not-extremely high value of M_max approximately as 2.15-2.25M_sun.

研究の動機と目的

• GW170817の多メッセンジャー観測を数値相対性理論シミュレーションを用いて解釈すること。
• 光学的および赤外線光曲線と整合する合体残骸の性質を特定すること。
• 観測された運動学的および噴出物質の性質に基づいて、中性子星の状態方程式を制約すること。
• ニュートリノ放射が噴出物質におけるプロトactinide含有量を低減する役割を評価すること。

提案手法

• 二重中性子星合体の数値相対性理論シミュレーションを用いて、GW170817の合体後の進化をモデル化した。
• 超高密度または超質量の中性子星残骸の形成と安定性を追跡した。
• 噴出物質の組成と運動学的性質を分析し、プロトactinide含有量と速度分布を評価した。
• ニュートリノ放射の効果をモデル化し、それがプロトactinide生成を抑制する役割を評価した。
• 結果を電磁気的観測、特に光学的および赤外線光曲線と比較した。
• 観測と整合性を持つ冷たい球形中性子星の最大質量（M_max）の制約を導出した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 長期間にわたって存続する超高密度または超質量の中性子星残骸は、GW170817の観測された光学的および赤外線放射を説明できるか？
• RQ2 残骸からの強いニュートリノ放射は、噴出物質におけるプロトactinide生成と含有量にどのように影響するか？
• RQ3 相対論的光学的対応体が観測されていないことは、中性子星の状態方程式にどのような制約を課すか？
• RQ4 GW170817の初期全質量が約2.73M_⊙である状況で、長期間にわたって存続する残骸を形成するには、M_maxの最小値はどの程度必要か？
• RQ5 観測された噴出物質量および速度プロファイルは、安定で長期間にわたって存続する中性子星残骸と整合するか？

主な発見

• GW170817の合体残骸は、長期間にわたって存続する超高密度または超質量の中性子星であると最も適切に説明される。
• 残骸からの強いニュートリノ放射が、我々の視線方向におけるプロトactinide含有量の低減を抑制する。
• 初期全質量が与えられた状況で長期間にわたって存続するためには、M_max > 2M_⊙を満たす硬めの中性子星状態方程式が必要である。
• 相対論的光学的対応体が観測されていないことは、M_maxが非常に大きくないことを示唆し、約2.15–2.25M_⊙の範囲に制限される。
• 残骸は、顕著な質量を有する高速移動成分の噴出を生成でき、合体後の観測と整合する。
• このモデルは、安定で長期間にわたる残骸を通じて、観測された電磁気的対応体と重力波信号を一貫して説明できる。