[論文レビュー] Modeling the Galactic Neutron Star Population for Use in Continuous Gravitational Wave Searches

Brendan T. Reed, Alex Deibel+1 more|arXiv (Cornell University)|Apr 1, 2021

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 47被引用数 24

ひとこと要約

本稿では、連続重力波（CGW）探索におけるひずみ感度限界に基づき、銀河系中性子星が何体探査可能かを推定するシンプルな集団モデルを開発した。空間的・スピン分布を用いて、第3世代検出器では現在の検出器と比較して、特に中程度の非球面度（ϵ ≲ 10⁻⁶）の場合は100〜1000倍多くの中性子星を探査可能であることを示した。特に、高周波数感度が検出範囲を拡大する上で最も大きな影響を与える。

ABSTRACT

Searches for continuous gravitational waves from extit{unknown} Galactic neutron stars provide limits on the shapes of neutron stars. A rotating neutron star will produce gravitational waves if asymmetric deformations exist in its structure that are characterized by the star's ellipticity. In this study, we use a simple model of the spatial and spin distribution of Galactic neutron stars to estimate the total number of neutron stars probed, using gravitational waves, to a given upper limit on the ellipticity. This may help optimize future searches with improved sensitivity. The improved sensitivity of third-generation gravitational wave detectors may increase the number of neutron stars probed, to a given ellipticity, by factors of 100 to 1000.

研究の動機と目的

• 現在の感度限界を用いて、連続重力波（CGW）探索が銀河系中性子星（NS）の何体を探査可能かを推定すること。
• 特に高周波数での重力波ひずみ感度の向上が、検出可能なNS数に与える影響を定量化すること。
• NSの円盤厚さ（z₀）とスピン周波数分布の影響が、探査可能なNS数に与える影響を評価すること。
• 中程度の非球面度を持つ中性子星の全集団を探査するにあたり、将来の第3世代検出器の影響を評価すること。
• NSの非球面度に応じた最適な探索パラメータ（例えば、スピンダウン率の限界値 |ḟ|）を特定し、今後のCGW探索を支援すること。

提案手法

• 銀河系NSの3次元空間密度モデルを用いる：ρc(rc, z) = N₀/(4πσ²rz₀) × exp(−r²c/(2σ²r)) × exp(−|z|/z₀)，ここでN₀ = 10⁸、σr = 5 kpc、z₀は円盤厚さの影響を検証するために変化させる。
• CGWのひずみ振幅式 h₀ = (4π²G/c⁴) × (Izzf²GWϵ)/d を適用し、与えられた非球面度ϵと周波数fGWに対して、最大距離d(fGW, ϵ)を計算する。
• Abbottら（2019a）のひずみ感度限界を、3つのパイプライン（SkyHough、Frequency-Hough、TDFstat）の合算として取り入れ、各周波数におけるh₀の95%信頼下限を採用する。
• 空間的・スピン分布の統合により、式（12）を用いて探査可能なNS総数N⋆を計算し、検出可能体積とNS密度の重なりを考慮する。
• |ḟ|の限界値を変化させることで、特に低非球面度源に対する検出可能NS数への影響を評価する。
• 図6の青破線を用い、h₀感度を10倍向上すると仮定して、第3世代検出器のN⋆を予測する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 与えられた非球面度の上限に対して、現在の連続重力波探索がどれほどの銀河系中性子星を探査可能としているか？
• RQ2 銀河系中性子星円盤の厚さ（z₀）の仮定が、検出可能な中性子星数に与える影響は？
• RQ3 高周波数（fGW ≥ 1000 Hz）での重力波ひずみ感度の向上が、探査可能な中性子星数に与える影響は？
• RQ4 スピンダウン率（|ḟ|）の異なる仮定が、低非球面度のNS集団の検出可能数に与える影響は？
• RQ5 第3世代重力波検出器は、現在の機器と比較して、どれほど多くの中性子星を探査可能にできるか？

主な発見

• 現在のCGW探索では、非球面度ϵ ≳ 10⁻⁶のNSのうち、10,000体に1体未満しか探査していない。
• 高周波数（fGW ≥ 1000 Hz）でのひずみ感度を10倍向上させれば、第3世代検出器では探査可能なNS数が100〜1000倍に増加する可能性がある。
• 非球面度が低い場合（ϵ ≲ 10⁻⁵.⁵）、探査可能なNS数（N⋆）は仮定される円盤厚さz₀に強く依存し、z₀の値によって推定値に1桁の差が生じる。
• 中程度の非球面度では、高周波数感度の向上が低周波数感度の向上よりも顕著に効果的であり、低周波数の改善は概ね4桁分効果が低い。
• |ḟ|の限界値を2.5×10⁻¹² Hz s⁻¹に厳しく設定すると、探索パラメータ空間が狭まり、h₀感度が向上するが、速回転で高非球面度のNS（例：ϵ ≳ 10⁻⁶）の検出が制限され、高非球面度源の探査可能なNS数が減少する。
• 非球面度がϵ ≈ 10⁻⁶の場合、第3世代検出器では、ひずみ感度が10倍向上し、|ḟ| = 2×10⁻⁹ Hz s⁻¹であると仮定すれば、銀河系中性子星の約40%を探査可能になる。