[論文レビュー] Radius and equation of state constraints from massive neutron stars and GW190814

Yeunhwan Lim, Anirban Bhattacharya+2 more|arXiv (Cornell University)|Jul 13, 2020

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 85被引用数 31

ひとこと要約

本研究では、低密度で有効場理論に基づく弦理論的有効場理論を用い、高密度で最大剛性の状態方程式を組み合わせることで、中性子星の状態方程式をベイズ的手法で制約した。2.5–2.7 M$_\odot$の中性子星を支持するには、$ n_t \sim (2.39 - 2.95)n_0 $ の遷移密度を必要とし、2.64$ n_0 $ を超えて顕著な軟化が生じることを示唆している。また、質量の大きな中性子星の半径は最大質量と強く相関しており、PSR J1614-2230 や PSR J0740+6620 の今後の NICER 観測が高密度状態方程式の制約に貢献することが示唆された。

ABSTRACT

Motivated by the unknown nature of the $2.50-2.67\,M_\odot$ compact object in the binary merger event GW190814, we study the maximum neutron star mass based on constraints from low-energy nuclear physics, neutron star tidal deformabilities from GW170817, and simultaneous mass-radius measurements of PSR J0030+045 from NICER. Our prior distribution is based on a combination of nuclear modeling valid in the vicinity of normal nuclear densities together with the assumption of a maximally stiff equation of state at high densities, a choice that enables us to probe the connection between observed heavy neutron stars and the transition density at which conventional nuclear physics models must break down. We demonstrate that a modification of the highly uncertain supra-saturation density equation of state beyond 2.64 times normal nuclear density is required in order for chiral effective field theory models to be consistent with current neutron star observations and the existence of $2.6\,M_\odot$ neutron stars. We also show that the existence of very massive neutron stars strongly impacts the radii of $\sim 2.0\,M_\odot$ neutron stars (but not necessarily the radii of $1.4\,M_\odot$ neutron stars), which further motivates future NICER radius measurements of PSR J1614-2230 and PSR J0740+6620.

研究の動機と目的

• 弦理論的有効場理論に基づく状態方程式が 2.5–2.7 M$_\odot$ の中性子星を支持するための最小遷移密度を特定すること。
• 質量の大きな中性子星の存在が、典型的な 2.0 M$_\odot$ 星の半径に与える制約を評価すること。
• GW190814 の二次的天体が中性子星であるという仮定の下で、核状態方程式の高密度領域の振る舞いを制約すること。
• 従来の核物理学モデルが破綻する臨界密度を特定すること。

提案手法

• 低密度では弦理論的有効場理論を、高密度では音速が c に等しい最大剛性状態方程式（音速 = c）を用いて、ベイズ的事前分布を構築した。
• 遷移密度 $ n_t $ には、2$ n_0 $ から 4$ n_0 $ の間で一様な事前分布を割り当てた。ここで $ n_0 = 0.16$ fm$^{-3} $ である。
• NICER の PSR J0030+045 の質量・半径測定値と、GW170817 の崩壊変形の制約を用いた尤度関数に基づき、事後分布を計算した。
• 状態方程式はフェルミ運動量のテイラー展開によりパラメータ化され、エネルギー密度は $ n^{(2+i/3)} $ の累乗で展開された。
• 二階相転移モデルを用いて、核物質から剛性領域への遷移を記述し、$ \Delta E = E_1/10 $ とした。
• NICER と LIGO/Virgo データの尤度を積の形で結合し、統計的独立性を仮定した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 弦理論的有効場理論に基づく状態方程式が 2.5–2.7 M$_\odot$ の中性子星を支持するための最小遷移密度 $ n_t $ は何か？
• RQ2 質量の大きな中性子星の存在は、2.0 M$_\odot$ 中性子星の半径にどのように制約を加えるか？
• RQ3 2.6 M$_\odot$ の中性子星の観測によって除外される状態方程式は何か？
• RQ4 質量の大きな星を支持するには、従来の核物理学モデルが破綻する臨界密度は何か？
• RQ5 今後の NICER 測定による PSR J1614-2230 および PSR J0740+6620 の半径は、高密度状態方程式にどのように貢献するか？

主な発見

• 2.5–2.7 M$_\odot$ の中性子星を支持するには、$ n_t \sim (2.39 - 2.95)n_0 $ の遷移密度が必要であり、2.64$ n_0 $ を超えて顕著な軟化が生じることを示唆している。
• 2.6 M$_\odot$ の中性子星の存在は、半径が小さく、崩壊変形が小さい最も軟らかな状態方程式のみを除外する。
• 2.0 M$_\odot$ 中性子星の半径は、最大中性子星質量と正の相関関係にあり、超高密度物質の理解に独自の洞察を提供している。
• 1.4 M$_\odot$ 中性子星の中性子星の中心密度は遷移密度以下に位置しており、その性質は高密度領域への外挿にあまり依存しない。
• 今後の NICER 測定による PSR J1614-2230 および PSR J0740+6620 の半径測定は、高密度状態方程式の制約をさらに強化する可能性がある。
• 本研究は、弦理論的有効場理論モデルが、2.64$ n_0 $ を超えては見直しが必要であり、現在の観測と 2.6 M$_\odot$ 星の存在と整合させるには、修正が必要であることを示した。