[논문 리뷰] A new test of the weak equivalence principle on the galaxy level based on observations of binary neutron star merger GW170817

Lulu Yao, Zonghua Zhao외 4명|arXiv (Cornell University)|2019. 09. 10.

Nuclear reactor physics and engineering인용 수 1

한 줄 요약

이 연구는 중력파 GW170817 및 그 전자기적 병행 현상들을 활용하여 약한 등가 원리(WEP)의 개선된 시험을 제시한다. 이는 주로 은하 NGC 4993와 은하수의 중력 포텐셜을 포함한다. NFW 및 헤르퀴스트 프로파일을 사용하여 샤프리스 시간 지연를 모델링하고, 태생적 힘과 헬름 질량 불확실성을 고려함으로써, WEP 위반에 대한 경계를 Δγ < 10⁻⁹ (GRB 170817A 기준) 및 Δγ < 10⁻⁴ (SSS17a 기준)로 도출하여 이전의 한계보다 1~2개 주기만큼 향상시켰다.

ABSTRACT

The successful detection of the binary neutron star (BNS) merger GW170817 and its electromagnetic (EM) counterparts has provided an opportunity to explore the joint effect of the host galaxy and the Milky Way (MW) on the weak equivalence principle (WEP) test. In this paper, using the Navarro$-$Frenk$-$White (NFW) profile and the Herquist profile, we present an analytic model to calculate the galactic potential, in which the possible locations of the source by the observed angle offset and the second supernova (SN2) kick are accounted for. We show that the upper limit of $\Delta \gamma$ is $10^{-9}$ for the comparison between GW170817 and a gamma-ray burst (GRB 170817A), and it is $10^{-4}$ for the comparison between GW170817 and a bright optical transient (SSS17a, now with the IAU identification of AT 2017gfo). These limits are more stringent by one to two orders of magnitude than those determined solely by the measured MW potential in the literature. We demonstrate that the WEP test is strengthened by contribution from the host galaxy to the Shapiro time delay. Meanwhile, we also find that large natal kicks produce a maximum deviation of about $20\%$ to the results with a typical kick velocity 400$\sim$ 500 km s$^{-1}$. Finally, we analyze the impact from the halo mass of NGC 4993 with a typical 0.2 dex uncertainty, and find that the upper limit of $\Delta \gamma$, with a maximum mass $10^{12.4}h^{-1} M_{\odot}$, is nearly two times more stringent than that of the minimum mass $10^{12.0}h^{-1} M_{\odot}$.

연구 동기 및 목표

• 주 은하 NGC 4993와 은하수의 중력 포텐셜을 조합하여 약한 등가 원리(WEP)에 대한 제약 조건을 강화하기 위해.
• WEP 시험 프레임워크 내에서 각도 오프셋과 두 번째 초신성 힘으로 인한 소스 위치 불확실성을 고려하기 위해.
• NGC 4993의 태생적 힘 속도와 헬름 질량 불확실성이 WEP 위반 매개변수 Δγ에 미치는 영향을 정량화하기 위해.
• 다중 은하 포텐셜에서 기인한 공동 샤프리스 시간 지연 효과를 활용하여 기존의 WEP 경계를 향상시키기 위해.

제안 방법

• NGC 4993와 은하수의 질량 분포를 기술하기 위해 나바르소-프랭크-화이트(NFW) 프로파일과 헤르퀴스트 프로파일을 사용하여 은하 포텐셜을 모델링하기 위해.
• WEP 시험에서 소스 위치 불확실성을 추정하기 위해 관측된 각도 오프셋과 두 번째 초신성 힘을 통합하기 위해.
• WEP 위반 경계에 대한 영향을 평가하기 위해 주 은하와 은하수의 공동 기여를 고려하여 샤프리스 시간 지연 기여도를 계산하기 위해.
• GW170817과 그 전자기 병행 현상(GRB 170817A 및 SSS17a) 간의 도착 시간 차이를 이용하여 Δγ를 제약하기 위해.
• NGC 4993의 헬름 질량을 0.2 dex의 불확실성 범위 내에서 변동시켜 Δγ 경계가 질량 불확실성에 얼마나 민감한지 평가하기 위해.
• 태생적 힘 효과를 고려한 경우와 고려하지 않은 경우를 비교하여 최종 Δγ 경계에 미치는 영향을 평가하기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 주 은하의 중력 포텐셜을 포함할 경우, 은하수 포텐셜만을 사용하는 경우에 비해 WEP 제약 조건은 어떻게 향상되는가?
• RQ2 두 번째 초신성 힘과 소스 위치 불확실성은 유도된 WEP 위반 경계 Δγ에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 특히 0.2 dex의 불확실성 내에서 NGC 4993의 헬름 질량 변화에 따라 WEP 경계는 얼마나 민감하게 변하는가?
• RQ4 태생적 힘(400–500 km s⁻¹)은 WEP 시험 결과에 어떤 영향을 미치며, 유도하는 최대 편차는 얼마인가?
• RQ5 GW170817과 다른 전자기 병행 현상(GRB 170817A 대비 SSS17a) 간의 WEP 경계는 어떻게 비교되는가?

주요 결과

• 주 은하 NGC 4993와 은하수의 중력 포텐셜을 모두 포함함으로써, GRB 170817A 기준으로 WEP 위반 경계 Δγ는 10⁻⁹로 향상되었으며, 이는 이전 한계보다 1~2개 주기만큼 향상된 것이다.
• 밝은 광학 투과체 SSS17a(UT 2017gfo)의 경우, WEP 경계는 Δγ < 10⁻⁴로, 이는 이전 추정치보다 훨씬 더 날카로운 것이다.
• 태생적 힘 400–500 km s⁻¹는 일반적인 힘의 경우에 비해 WEP 시험 결과에 약 20%의 최대 편차를 유도한다.
• NGC 4993의 최대 헬름 질량(10¹².⁴ h⁻¹ M☉)일 경우, 최소 질량(10¹².⁰ h⁻¹ M☉)일 경우에 비해 Δγ의 상한 경계가 거의 두 배 더 엄격하다. 이는 헬름 질량 불확실성의 중요성을 강조한다.
• 두 은하 포텐셜의 공동 기여는 WEP 시험을 크게 강화하며, 고정밀 시험에서 주 은하 효과가 무시할 수 없다는 것을 보여준다.
• 결과적으로 WEP 시험은 주 은하와 은하수의 공동 샤프리스 지연에 가장 민감하며, 주 은하가 제약 조건을 강화하는 데 핵심적인 역할을 한다.