[논문 리뷰] Radius and equation of state constraints from massive neutron stars and GW190814

Yeunhwan Lim, Anirban Bhattacharya외 2명|arXiv (Cornell University)|2020. 07. 13.

Pulsars and Gravitational Waves Research참고 문헌 85인용 수 31

한 줄 요약

이 연구는 베이지안 추론을 사용하여 낮은 밀도에서 카이랄 효과 유효장 이론을, 높은 밀도에서 최대 경직성 상태방정식을 조합함으로써 중성자별 상태방정식을 제약한다. 2.5–2.7 M$_\odot$ 중성자별을 지지하기 위해 $ n_t \sim (2.39 - 2.95)n_0 $ 수준의 전이 밀도가 필요하다는 것을 발견하였으며, 이는 2.64$ n_0 $ 초과에서 상당한 연화가 발생해야 한다는 것을 시사한다. 또한, 무거운 중성자별의 반지름은 최대 질량과 강하게 상관되어 있으며, 이는 향후 PSR J1614-2230 및 PSR J0740+6620에 대한 NICER 관측을 촉구한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 카이랄 EFT 기반 상태방정식이 2.5–2.7 M$_\odot$ 중성자별을 지지하기 위해 필요한 최소 전이 밀도를 결정하는 것.
• 거대 중성자별의 존재가 일반적인 2.0 M$_\odot$ 별의 반지름에 어떤 영향을 미치는지 평가하는 것.
• GW190814의 보조 성체가 중성자별임을 가정할 때, 핵 상태방정식의 고밀도 행동을 제약하는 것.
• 전통적 핵물리 모델이 붕괴해야 하는 임계 밀도를 특정하는 것.

제안 방법

• 낮은 밀도에서는 카이랄 효과 유효장 이론을, 높은 밀도에서는 최대 경직성 상태방정식(음속 = c)을 사용하여 사전 확률을 구성한다.
• 전이 밀도 $ n_t $ 는 2$ n_0 $ 와 4$ n_0 $ 사이에 균일한 사전 확률을 할당하며, $ n_0 = 0.16$ fm$^{-3} $ 이다.
• NICER의 PSR J0030+045 질량-반지름 측정치와 GW170817의 탄성변형 제약 조건을 이용한 우도 함수를 기반으로 후행 분포를 계산한다.
• 상태방정식은 피어미 운동량에 대한 테일러 전개를 통해 매개변수화하며, 자유 에너지 밀도는 $ n^{(2+i/3)} $ 의 거듭제곱으로 전개된다.
• 두 번째 계단계의 상전이 모델을 사용하여 핵물질에서 경직성 단계로의 전이를 기술하며, $ \Delta E = E_1/10 $ 이다.
• NICER 및 LIGO/Virgo 데이터의 결합 우도는 통계적 독립성을 가정하여 곱셈 형태로 조합된다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 카이랄 EFT 기반 상태방정식이 2.5–2.7 M$_\odot$ 중성자별을 지지하기 위해 필요한 최소 전이 밀도 $ n_t $ 는 얼마인가?
• RQ2 거대 중성자별의 존재는 2.0 M$_\odot$ 중성자별의 반지름을 어떻게 제약하는가?
• RQ3 어떤 상태방정식이 2.6 M$_\odot$ 중성자별 관측에 의해 배제되는가?
• RQ4 전통적 핵물리 모델이 붕괴해야 하는 임계 밀도는 무엇인가? 이를 통해 거대한 별을 지지할 수 있다.
• RQ5 향후 PSR J1614-2230 및 PSR J0740+6620에 대한 NICER 측정이 고밀도 상태방정식을 어떻게 향상시킬 수 있는가?

주요 결과

• 2.5–2.7 M$_\odot$ 중성자별을 지지하기 위해 $ n_t \sim (2.39 - 2.95)n_0 $ 수준의 전이 밀도가 필요하며, 이는 2.64$ n_0 $ 초과에서 상태방정식이 상당히 경직어져야 한다는 것을 시사한다.
• 2.6 M$_\odot$ 중성자별의 존재는 반지름이 작고, 탄성변형도 낮은 가장 연약한 상태방정식만 배제한다.
• 약 2.0 M$_\odot$ 중성자별의 반지름은 최대 질량과 양의 상관관계를 보이며, 이는 초고밀도 물질에 대한 고유한 통찰을 제공할 수 있음을 시사한다.
• 1.4 M$_\odot$ 중성자별의 중심 밀도는 전이 밀도 이하에 위치하여, 그 성질이 고밀도 외삽에 덜 민감함을 의미한다.
• 향후 PSR J1614-2230 및 PSR J0740+6620에 대한 NICER 반지름 측정은 고밀도 상태방정식을 추가로 제약할 수 있으므로 강력히 권장된다.
• 이 연구는 현재 중성자별 관측과 2.6 M$_\odot$ 별 존재를 고려할 때, 카이랄 EFT 모델이 2.64$ n_0 $ 초과에서 수정되어야 한다는 것을 입증한다.