Есть ли тонкие различия в гравитационных волнах, излучаемых NSNS, NSBH и BHBH с одинаковыми массами?

Есть несколько разных уровней логики того, как это можно сделать. Здесь я сосредоточусь на гравитационно-волновых наблюдениях двойных систем, но есть и соответствующая информация, которую можно извлечь из электромагнитных наблюдений двойных ( килоновых ) из наблюдений отдельных нейтронных звезд (либо электромагнитно с использованием, например, NICER ), либо, в принципе , от гравитационных волн, излучаемых "горами нейтронных звезд" ).

Гравитационно-волновые наблюдения одиночной двойной системы

Вдох фаза

Основным признаком, отличающим двойные черные дыры (ЧД) от двойных с веществом (двойных нейтронных звезд (БНС) и нейтронных звезд-черных дыр (НСЧД)) является параметр приливной деформируемости $\Lambda$. Этот параметр связан с числами Лява нейтронных звезд в системе (число Лява черных дыр равно нулю, по модулю некоторых тонкостей, не имеющих прямого отношения к форме гравитационной волны). Приливная деформируемость меняет фазировку двойной системы относительно ЧД, начиная с 5-го постньютоновского уровня. Таким образом, измерение приливной деформируемости позволяет исключить ЧДД и дает информацию об уравнении состояния НС. Наконец, существуют нелинейные приливы, хотя их трудно измерить [2].

[1] https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.121.161101

[2] https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.122.061104

Фаза слияния и постслияния

Как вы указали, для NSBH с почти равным отношением масс (подробности того, как «почти равное» зависит от уравнения состояния), нейтронная звезда будет разорвана черной дырой. Это приливное нарушение обрезает амплитуду перед нормальной фазой слияния формы волны. Однако нарушение происходит на высокой частоте, поэтому его трудно измерить с помощью детекторов тока.

Кроме того, как вы указали, если сверхмассивная нейтронная звезда образуется после слияния BNS, существуют характерные сигналы после слияния , которые отличаются от частоты звонка BBH. В принципе, после слияния содержится много информации, поскольку система находится в сильном возбуждении. Однако на практике моделирование этой фазы чрезвычайно сложно, а пост-слияние происходит на таких высоких частотах, что детекторы тока практически не могут непосредственно исследовать эту фазу [3,4]. Есть предложения для будущих детекторов, которые будут оптимизированы для высоких частот для измерения спектра после слияния [5].

[3] https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa9a35

[4] https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ab0f3d

[5] https://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/PhysRevD.99.102004

Анализы популяций источников гравитационных волн

Резюме предыдущего раздела состоит в том, что в принципе возможно исключить гипотезу ЧДД с помощью наблюдений гравитационных волн, если можно измерить параметр приливной деформируемости, но для того, чтобы действительно различить БНС и НСЧД, требуется некоторое наблюдение за слиянием и после слияния. фаза, что невероятно сложно с текущими обсерваториями (но, возможно, можно будет сделать в будущем).

Однако есть больше информации, которую можно получить, рассматривая совокупность наблюдений как совокупность. Это можно сделать несколькими способами.

• Обычно считается, что массовое распределение ЧД звездного происхождения имеет минимальную массу; при моделировании трудно создать черные дыры с массой менее 3 масс Солнца. Поэтому измерение масс компонентов может помочь различить различные гипотезы.$1.4 M_\odot \times 1.4 M_\odot$двоичный файл согласуется с гипотезой BNS, в то время как$1.4 M_\odot \times 10 M_\odot$бинарная система почти наверняка будет NSBH (даже если система с таким высоким отношением масс не будет иметь измеримого параметра приливной деформируемости). Сказав это, первичные черные дыры могут иметь любую массу, поэтому, если из первичных черных дыр возникают двоичные файлы, это сделает аргументы, основанные исключительно на массах, более туманными.
• Мы можем получить больше информации, опираясь на ограничения уравнения состояния, как из наблюдений гравитационных волн (упомянутых выше), так и из электромагнитных наблюдений (о которых я на самом деле не говорил, но вы можете увидеть статью, объединяющую несколько источников ограничений на [6]). Например, используя ограничения на уравнение состояния нейтронной звезды из GW170817 и GW190425, можно количественно оценить вероятность того, что уравнение состояния нейтронных звезд может поддерживать массу, столь же большую, как вторичный компонент GW190817; этот анализ предполагает, что очень маловероятно, что GW190814 является NSBH и, вероятно, является BBH [7].
• Подводя итог: несмотря на то, что имеется лишь ограниченная информация, доступная по отдельным бинарным волнам, накапливая знания об уравнении состояния нейтронной звезды и распределении массы на основе моделирования и наблюдений электромагнитных и гравитационных волн, можно обрести уверенность в отнесении событий к разным населения.
• В частности, сосредоточив внимание на бинарных системах с одинаковой массой, ответ будет зависеть от массы. Если масса значительно ниже минимальной массы черных дыр или значительно выше максимальной массы нейтронных звезд, мы сможем использовать логику на уровне популяции, чтобы различить гипотезы BNS и BBH. При лучшем наблюдении за фазой слияния наличие или отсутствие приливного нарушения (которое произошло бы в NSBH равной массы) могло бы отличить BNS от NSBH. Но существует только очень ограниченный диапазон пространства параметров (с точки зрения масс), где считается, что компактный объект может быть либо нейтронной звездой, либо черной дырой, поэтому в случае равной массы это было бы необходимо только в том случае, если бы оба компонента были вокруг.$2 M_\odot$.

[6] https://science.sciencemag.org/content/370/6523/1450

[7] https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ab960f