[論文レビュー] Modelling the formation of the first two neutron star-black hole mergers, GW200105 and GW200115: metallicity, chirp masses and merger remnant spins

Debatri Chattopadhyay, S. P. Stevenson+3 more|arXiv (Cornell University)|Mar 11, 2022

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 66被引用数 23

ひとこと要約

本研究では、COMPAS集団合成コードを用いた分離二重星進化シミュレーションにより、最初の2つの中性子星-ブラックホール合体現象であるGW200105およびGW200115の形成をモデル化した。結果として、亜太陽金属量（𝑍≲0.005）が観測された系を強く支持し、非回転ブラックホールが好まれる。また、チルプ質量と残渣スピンが、有効スピンよりも形成経路をより効果的に制約することが分かった。

ABSTRACT

The two neutron star-black hole mergers (GW200105 and GW200115) observed in gravitational waves by advanced LIGO and Virgo, mark the first ever discovery of such binaries in nature. We study these two neutron star-black hole systems through isolated binary evolution, using a grid of population synthesis models. Using both mass and spin observations (chirp mass, effective spin and remnant spin) of the binaries, we probe their different possible formation channels in different metallicity environments. Our models only support LIGO data when assuming the black hole is non spinning. Our results show a strong preference that GW200105 and GW200115 formed from stars with sub-solar metallicities $Z\lesssim 0.005$. Only two metal-rich ($Z=0.02$) models are in agreement with GW200115. We also find that chirp mass and remnant spins jointly aid in constraining the models, whilst the effective spin parameter does not add any further information. We also present the observable (i.e. post selection effects) median values of spin and mass distribution from all our models, which maybe used as a reference for future mergers. Further, we show that the remnant spin parameter distribution exhibits distinguishable features in different neutron star-black hole sub-populations. We find that non-spinning, first born black holes dominate significantly the merging neutron star-black hole population, ensuring electromagnetic counterparts to such mergers a rare affair.

研究の動機と目的

• 最初に観測された中性子星-ブラックホール（NS-BH）合体現象であるGW200105およびGW200115の形成経路を、分離二重星進化モデルを用いて調査すること。
• これらの系において、ブラックホールか中性子星が先に形成されたかを特定すること（BHNS対比NSBHサブパopulationの区別）。
• 観測された重力波パラメータに基づき、前身星の環境の金属量を制約すること。
• ブラックホールスピン、チルプ質量、および残渣スピンが、形成経路を区別する上で果たす役割を評価すること。
• 将来のNS-BH合体観測における基準となる中央値スピンおよび質量分布を提供すること。

提案手法

• 金属量（𝑍=0.0001〜0.02）と進化パラメータのグリッドを用いて、分離二重星進化をCOMPAS集団合成コードでシミュレーションした。
• 共通エンvelope効率、ネイタルキック、スピン整列に関する仮定を変化させた4つの主なモデル（Pessimistic, Optimistic, Kick_100, Alpha_2）を用いた。
• ブラックホールスピンが軌道角運動量と整列していると仮定し、超新星キックによるスピン不整列の影響を検証した。
• LIGO/Virgoが得たGW200105およびGW200115の観測結果と比較して、チルプ質量、有効スピン（𝜒eff）、および残渣スピン（𝜒rem）のモデル予測を評価した。
• 観測された90%信用区間（質量、スピン、残渣パラメータ）と一致するかどうかでモデルの成功度を評価した。
• 将来の観測比較の基準として使用可能な、すべてのモデルからの中央値スピンおよび質量分布を生成した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 GW200105およびGW200115の観測特性を最もよく説明するのは、BHNSかNSBHのどちらの形成経路か？
• RQ2 これらのNS-BH二重星の前身星の金属量の好ましい範囲は何か？
• RQ3 観測と整合性の高いのは、回転する前駆けブラックホールか、非回転のものか？
• RQ4 GW200105およびGW200115の観測された残渣スピンは、チルプ質量と有効スピンに加えて、追加の制約を提供するか？
• RQ5 観測されたスピンおよび質量分布は、BHNSとNSBHサブパopulationを区別できるか？

主な発見

• GW200105およびGW200115の両者において、亜太陽金属量（𝑍≲0.005）が強く支持される。金属量が高め（𝑍=0.02）のモデルでは、GW200115と一致するのはわずか2つにとどまる。
• 合体直前のブラックホールが非回転であることが強く支持される。回転するブラックホールを想定したモデルでGW200105と一致するのは、わずか1つにとどまる。
• チルプ質量と残渣スピンを併用することで、有効スピンパラメータよりも、形成モデルをより効果的に制約できる。有効スピンは追加の情報を与えない。
• ほとんどのモデルにおいて、NSBH系は合体するNS-BH二重星の1%未満を占め、BHNS系が数個のオーダー以上に優勢である。
• 残渣スピン分布は、BHNSとNSBHサブパopulationの間で識別可能な特徴を示しており、将来的な区別が可能である。
• 非回転で最初に形成されたブラックホールが優勢なことから、NS-BH合体の電磁的対応体はおそらくまれであると考えられる。