[論文レビュー] GW190425 is inconsistent with being a binary neutron star born from a fast merging channel

Mohammadtaher Safarzadeh, E. Ramírez-Ruiz+1 more|arXiv (Cornell University)|Jan 13, 2020

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用数 3

ひとこと要約

本稿は、GW190425が高速合体チャネルを経て形成された二重中性子星（BNS）系であるという解釈に挑戦し、その高い推定合体レートが理論的予測と整合しないと主張する。この系の検出可能性と形成効率を説明するには、中性子星形成モデルの見直し、あるいは質量の大きな中性子星における極端な磁場特性の両方が必要となる可能性がある。

ABSTRACT

The LIGO/Virgo Scientific Collaboration (LVC) recently announced the detection of a compact object binary merger, GW190425, with a total mass of $3.4^{+0.3}_{-0.1}$ M$_{\odot}$, and individual component masses in the range of about 1.1 to 2.5 $M_{\odot}$. If the constituent compact objects are neutron stars, then the total mass is five standard deviations higher than the mean of $2.66\pm 0.12$ M$_{\odot}$ for Galactic binary neutron stars (BNSs). LVC suggests such massive BNS systems are born from a fast-merging channel, and therefore, their non-detection in the Galaxy to be due to a selection effect. However, we are unable to reconcile the inferred formation efficiency from the reported merger rate, $\mathcal{R}_{ m GW190425}=460^{+1050}_{-390}$ yr$^{-1}$ Gpc$^{-3}$, with predictions from our own study for fast-merging BNS systems. Moreover, the comparable merger rates of GW190425, and GW170817 are possibly in tension with our results for two reasons: (i) more massive systems are expected to have a lower formation rate, and (ii) fast merging channels should constitute $\lesssim 10\%$ of the total BNS systems if case BB unstable mass transfer is permitted to take place as a formation pathway. We argue that to account for the high merger rate of GW190425 as a BNS system requires: (i) revisiting our understanding of NS formation in supernova explosions, or (ii): that more massive NSs need to be preferentially born with either very weak or very high magnetic fields so that they would be undetectable in the radio surveys. Perhaps massive NSs detected in NS-white dwarf binaries are our clues to the formation path of GW190425 systems.

研究の動機と目的

• GW190425が高速合体チャネルを経て形成された二重中性子星系として説明可能かどうかを評価すること。
• GW190425の観測合体レートが、高速合体BNS系における理論的予測と整合するかどうかを評価すること。
• GW190425の高い質量が、超新星における中性子星形成モデルの見直しを必要とするかどうかを調査すること。
• 特に質量の大きな中性子星における極端な磁場特性といった、検出可能性の代替的説明を検討すること。
• NS-WD二重系における質量の大きな中性子星が、GW190425に類似した系の形成経路に関する手がかりを提供するかどうかを検討すること。

提案手法

• 観測されたGW190425の合体レート 𝒪(R) = 460⁺¹⁰⁵⁰₋₃₉₀ yr⁻¹ Gpc⁻³ を、高速合体BNS系の理論的予測と比較する。
• ケースBB不安定質量移動が実現可能な形成経路であると仮定した場合の、高速合体BNS系の期待形成割合を評価する。
• GW190425の高い質量（3.4 M⊙）と、より大きな質量のBNS系の形成率が低いと予想されるという事実との間に生じる矛盾を分析する。
• 特に質量の大きな中性子星における磁場強度が、電波調査における検出可能性に与える影響を検討する。
• NS白色矮星二重系からの観測的証拠を検討し、GW190425に関連する形成経路を推察する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 GW190425の観測合体レートは、高速合体二重中性子星系における理論的予測と整合するか？
• RQ2 合体質量が3.4 M⊙に達するGW190425が、予想に反してより小さな質量のBNS系よりも一般的に見られるのはなぜか？
• RQ3 銀河内での同様の質量の大きなBNS系の非検出が、高速合体チャネルの形成効率にどのような制約を課えるか？
• RQ4 GW190425に類似した系における質量の大きな中性子星が、電波調査で検出されないのは、極端な中性子星磁場が関係している可能性はあるか？
• RQ5 NS-WD二重系における質量の大きな中性子星は、GW190425の形成メカニズムに関する観測的証拠を提供するか？

主な発見

• GW190425の推定合体レート 460⁺¹⁰⁵⁰₋₃₉₀ yr⁻¹ Gpc⁻³ は、高速合体二重中性子星系の理論的予測と整合しない。
• より大きな質量のBNS系は形成率が低くなると予想されるが、GW190425の高い質量と高い合体レートは、この予想と矛盾する。
• ケースBB不安定質量移動が実現可能な形成経路であると仮定した場合、高速合体BNS系は全BNS系の10％未満を占めるべきであり、これはGW190425の観測レートと整合しない。
• 高い合体レートを理論モデルと整合させるためには、超新星における中性子星形成を再評価するか、または質量の大きな中性子星が非常に弱いか非常に強い磁場を有するように生まれる必要がある。その結果、電波で検出不能な状態を維持できる。
• NS白色矮星二重系で観測された質量の大きな中性子星は、GW190425に類似した系の形成経路を理解する上で重要な手がかりを提供する可能性がある。
• 銀河内での検出不能な質量の大きなBNS系の非存在は、単に選択効果によるものでは説明できないため、形成モデルの見直しが必要である。