[论文解读] FRB 181112 as a Rapidly-Rotating Massive Neutron Star just after a Binary Neutron Star Merger?: Implications for Future Constraints on Neutron Star Equations of State

Shotaro Yamasaki, Tomonori Totani+1 more|arXiv (Cornell University)|Oct 15, 2020

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 7被引用 4

一句话总结

该论文基于FRB 181112四个子脉冲中0.8毫秒的周期性，提出其起源于双中子星（BNS）并合后立即形成的快速旋转、大质量中子星。该解释将FRB的亚毫秒结构与并合后的自转联系起来；若得到证实，此类FRB-GW联合探测将为中子星方程态和潮汐可变形性参数提供独特约束。

ABSTRACT

The light curve of the fast radio burst (FRB) 181112 is resolved into four successive pulses, and the time interval ($\sim0.8$ ms) between the first and third pulses coincides with that between the second and fourth pulses, which can be interpreted as a neutron star (NS) spinning at a period of about $0.8$ ms. Although this period is shorter than the most rapidly rotating pulsar currently known ($1.4$ ms), it is typical for a simulated massive NS formed immediately after the coalescence of binary neutron stars (BNS). Therefore, a BNS merger is a good candidate for the origin of this FRB if the periodicity is real. We discuss the future implications that can be obtained if such a periodicity is detected from FRBs simultaneously with gravitational waves (GW). The remnant spin period $P_{ m rem}$ inferred from the FRB observation is unique information which is not readily obtained by current GW observations at the post-merger phase. If combined with the mass of the merger remnant $M_{ m rem}$ inferred from GW data, it would set a new constraint on the equation of state of nuclear matter. Furthermore, the post-merger quantity $P_{ m rem}/M_{ m rem}$, or the tidal deformability of the merger remnant, is closely related to the binary tidal deformability parameter $Λ$ of NSs before they merge, and a joint FRB-GW observation will establish a new limit on $Λ$. Thus, if $Λ$ is also well measured by GW data, a comparison between these two will provide further insights into the nature of nuclear matter and BNS mergers.

研究动机与目标

• 研究FRB 181112的四个脉冲中亚毫秒周期性是否表明存在一个双中子星（BNS）并合后形成的快速旋转中子星残余物。
• 评估利用FRB时间测量推断并合后中子星自转周期的可行性，该量目前无法通过引力波（GW）探测器直接测量。
• 探讨联合FRB与GW观测如何约束中子星方程态及双星潮汐可变形性参数$\tilde{\Lambda}$。

提出的方法

• 分析FRB 181112的高时间分辨率数据（3纳秒分辨率），识别连续子脉冲之间0.8毫秒的周期性。
• 将FRB建模为源自BNS并合形成的旋转中子星残余物，其辐射受磁场动力学或磁层相互作用调制。
• 利用数值相对论模拟提取残余物的最大角速度$\Omega_{\rm max}$，并推断最小自转周期$P_{\rm rem} = 2\pi / \Omega_{\rm max}$。
• 将$\Omega_{\rm max}$与并合后引力波谱的峰值$\Omega_{\rm GW,peak}$进行比较，以验证自转周期估计的规范无关性。
• 提出未来同时探测BNS并合产生的引力波与FRB，将允许联合测量$P_{\rm rem}$与$M_{\rm rem}$，从而为核物质方程态提供新约束。
• 将比值$P_{\rm rem}/M_{\rm rem}$与双星潮汐可变形性$\tilde{\Lambda}$关联，实现对中子星结构的新观测探针。

实验结果

研究问题

• RQ1 FRB 181112子脉冲之间0.8毫秒的周期性是否可解释为中子星以约0.8毫秒周期自转的证据？
• RQ2 考虑到观测到的亚毫秒脉冲结构，双中子星并合后的中子星残余物是否是FRB 181112的可行起源？
• RQ3 未来同时探测引力波与快速射电暴如何约束中子星方程态？
• RQ4 残余物自转周期$P_{\rm rem}$与双星潮汐可变形性参数$\tilde{\Lambda}$之间存在何种关系，以及如何通过观测手段探测？
• RQ5 通过数值相对论模拟推断的自转周期$P_{\rm rem}$在多大程度上对规范依赖不敏感？

主要发现

• 第一和第三脉冲之间（0.808 ± 0.004毫秒）以及第二和第四脉冲之间（0.724 ± 0.006毫秒）的时间间隔与0.8毫秒自转周期一致，表明存在一个快速旋转的中子星残余物。
• 推断出的约0.8毫毫秒自转周期与BNS并合后立即形成的模拟大质量中子星一致，支持FRB 181112起源于BNS并合的假设。
• 若通过FRB时间测量获得的残余物自转周期$P_{\rm rem}$，将提供当前仅靠引力波观测无法获取的独特信息。
• 在$2\Omega_{\rm max}$与$\Omega_{\rm GW,peak}$之间存在强线性相关性（斜率=0.98 ± 0.07），证实$P_{\rm rem}$是残余物最小自转周期的稳健且规范无关的代理。
• 联合FRB与GW观测将允许直接测量$P_{\rm rem}/M_{\rm rem}$，从而为中子星方程态和潮汐可变形性参数$\tilde{\Lambda}$提供新约束。
• 未来若能探测到具有亚毫秒周期性的类似双峰或多峰FRB，尤其是与引力波事件共事，将为中子星物理和BNS并合动力学开辟新窗口。