[論文レビュー] The kilonova of GW190425-like events

C. Barbieri, O. S. Salafia+3 more|arXiv (Cornell University)|Feb 21, 2020

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 15被引用数 11

ひとこと要約

本稿では、GW190425に類似したイベントのコマクエノバ光曲線をモデル化し、ブラックホール-中性子星連星が二重中性子星系よりも明るいコマクエノバを生成することを示している。これは、より高い噴出物質量とブラックホールスピン効果によるものである。重力波から得られるチルプ質量と距離は、電波的後続観測キャンペーンが連星の組成を区別するのを可能にし、特に天の川の局所化が不十分な場合に有効である。

ABSTRACT

GW190425 is the newly discovered compact object binary coalescence consistent with a neutron star-neutron star merger, with a chirp mass of $1.44\pm0.02M_\odot$. No electromagnetic counterpart is firmly associated with this event, due to the poorly informative sky localisation and larger distance, compared to GW/GRB170817. The detection of the gravitational wave signal alone can not rule out the presence of a black hole in the binary. In this case, the system would host a neutron star and a very light stellar black hole, with a mass close to the maximum value for neutron stars. We show that the possible presence of such a black hole in GW190425 would produce a brighter kilonova emission with respect to the double neutron star case. Therefore in GW190425-like events more precisely localised, the identification of a kilonova could help distinguishing the nature of the merging system. The chirp mass is a key parameter when joint gravitational and electromagnetic observations are possible. The knowledge of its value could help conducting strategic electromagnetic follow-up campaigns that would enhance the probability to identify the nature of the binary and the host galaxy. For GW190425-like events, we construct kilonova light curve models, for both double neutron star and black hole-neutron star binaries, considering two equations of state both consistent with the observations of GW170817 and GW190425, and including black hole spin effects. We show that among the candidate counterparts of GW190425, all classified as supernovae, our models would exclude two events through their early $r$-band flux evolution. This illustrates that combining the chirp mass and luminosity distance information (provided by the GW signal) with a library of kilonovae light curves can help the electromagnetic follow up campaign, particularly for events with a poor sky localization.

研究の動機と目的

• GW190425に類似したイベントで、中性子星と非常に軽いブラックホールを含む場合、二重中性子星合体と比較して特徴的なコマクエノバのシグネチャーを示すかを特定すること。
• 電波的後続観測キャンペーンが、コマクエノバ光曲線を用いて、中性子星-中性子星系とブラックホール-中性子星系を区別できるかを評価すること。
• 重力波信号から得られるチルプ質量と距離が、局所化が不十分なイベントの電波的後続観測のターゲティングをどの程度改善できるかを評価すること。
• 特に初期rバンドフラックスの時間変化に注目して、GW190425の候補対応体がコマクエノバモデルと整合しているかを検証すること。

提案手法

• GW170817およびGW190425の観測に整合する2つの状態方程式を用いて、二重中性子星およびブラックホール-中性子星連星の両方のコマクエノバ光曲線モデルを構築する。
• ブラックホールスピン効果をコマクエノバモデルに組み込み、それが噴出物質量および明るさに与える影響を評価する。
• 重力波から導かれるチルプ質量と距離を、モデル化フレームワークの主要制約条件として用いる。
• 予測された光曲線と、GW190425の候補対応体の初期rバンドフラックス観測値（超新星と分類されたものも含む）を比較する。
• フラックスの時間的変化に基づいて、各候補が真のコマクエノバである可能性を、コマクエノバモデルのライブラリを用いて評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 GW190425に類似したイベントにおいて、コマクエノバ光曲線は二重中性子星系とブラックホール-中性子星系を区別できるか？
• RQ2 ブラックホールスピンと状態方程式は、予測されるコマクエノバの明るさと光曲線の形状にどのように影響を与えるか？
• RQ3 重力波から得られるチルプ質量と距離は、電波的後続観測のターゲティングをどの程度改善できるか？
• RQ4 超新星と分類された既知のGW190425の候補対応体（例：超新星とされたもの）は、初期rバンドフラックスの時間的変化に基づいて除外できるか？

主な発見

• GW190425に類似したイベントにおけるブラックホール-中性子星連星は、より高い噴出物質量とスピン効果により、二重中性子星系よりも顕著に明るいコマクエノバ放射を生成する。
• ブラックホールスピンを組み込むことで、特に初期段階において予測されるコマクエノバの明るさが向上し、検出可能性が向上する。
• GW190425の2つの候補対応体（当初は超新星と分類されたもの）は、初期rバンドフラックスの時間的変化が不一致であるとして、モデルによって除外された。
• 重力波から得られるチルプ質量と距離の組み合わせにより、電波的後続観測の戦略的ターゲティングが可能となり、連星の性質や宿主銀河の特定が向上する。