Gibt es subtile Unterschiede in den Gravitationswellen, die von NSNS, NSBH und BHBH mit identischen Massen emittiert werden?

LIGO hat mehrere NSNS- und NSBH-Fusionsereignisse entdeckt. Es ist jedoch schwierig, ihre Identität direkt zu bestimmen, es sei denn, die Neutronensterne sind bei einer NSNS-Fusion sehr leicht (wie GW170817) oder das Schwarze Loch ist klein und dreht sich bei einer NSBH-Fusion sehr schnell. Wenn die binären Neutronensterne zu massereich sind, wie im Fall von GW190425, kollabieren sie fast unmittelbar nach dem Kontakt zu einem Schwarzen Loch, ohne dass eine Akkretionsscheibe oder ein hypermassereiches Neutronenstern-Zwischenprodukt zurückbleibt. Wenn das Schwarze Loch in einer NSBH-Fusion nicht klein ist oder sich schnell dreht, wird der Neutronenstern in ähnlicher Weise direkt in das Schwarze Loch stürzen, anstatt auseinandergerissen zu werden. In beiden Fällen unterscheiden sich die Gravitationswellen- und EM-Signale nicht wesentlich von BHBH-Verschmelzungen identischer Massen, und die Identität von Begleitern wurde auf der Grundlage der theoretischen Obergrenze der Neutronensternmassen (der TOV-Grenze) abgeleitet. Welche „rauchenden Waffen“ in den GW-Signalen können also nützlich sein, um die Identität eines kompakten Objekts zu bestimmen, dessen Masse nahe an der TOV-Grenze liegt? Wenn wir ihre Identität direkt anhand ihrer GW-Signaturen erkennen können, können wir die Obergrenze der Neutronensternmasse und die Untergrenze der Masse Schwarzer Löcher enger einschränken und herausfinden, ob es eine Überschneidung zwischen ihnen gibt.

Denken Sie daran, Akronyme zu buchstabieren.
NS-Neutronenstern
BH Schwarzes Loch EM elektromagnetische GW Gravitationswelle

Antworten (1)

Es gibt ein paar verschiedene Ebenen in der Logik, wie dies geschehen kann. Hier werde ich mich auf Gravitationswellen-Beobachtungen von Doppelsternsystemen konzentrieren, aber es gibt auch relevante Informationen, die aus elektromagnetischen Beobachtungen von Doppelsternen ( Kilonovae ) aus Beobachtungen einzelner Neutronensterne (entweder elektromagnetisch mit zB NICER ) oder prinzipiell extrahiert werden können , von Gravitationswellen, die von "Neutronensternbergen" emittiert werden ).

Gravitationswellenbeobachtungen eines einzelnen Binärsystems

Inspirationsphase

Das Hauptmerkmal, das binäre Schwarze Löcher (BBHs) von Binärsystemen mit Materie (binäre Neutronensterne (BNSs) und Neutronenstern-schwarze Löcher (NSBHs)) unterscheidet, ist der Gezeitenverformbarkeitsparameter Λ . Dieser Parameter bezieht sich auf die Love-Zahlen von Neutronensternen im System (die Love-Zahl von Schwarzen Löchern ist Null, modulo einige Feinheiten, die für die Gravitationswellenform nicht direkt relevant sind). Die Gezeitenverformbarkeit ändert die Phasenlage des binären Systems relativ zu einem BBH, beginnend auf dem 5. post-newtonschen Niveau. Eine Messung der Gezeitenverformbarkeit lässt daher BBHs ausschließen und gibt Aufschluss über die NS-Zustandsgleichung. Schließlich gibt es nichtlineare Gezeiten, obwohl diese schwer zu messen sind [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

Merger- und Postmerger-Phase

Wie Sie darauf hingewiesen haben, wird der Neutronenstern bei NSBHs mit einem nahezu gleichen Massenverhältnis (die Details, wie "nahezu gleich" von der Zustandsgleichung abhängt) vom Schwarzen Loch auseinandergerissen. Diese Gezeitenunterbrechung schneidet die Amplitude vor der normalen Verschmelzungsphase der Wellenform ab. Die Störung tritt jedoch mit hoher Frequenz auf und ist daher mit aktuellen Detektoren schwer zu messen.

Wenn sich nach einer BNS-Fusion ein hypermassereicher Neutronenstern bildet, gibt es außerdem, wie Sie betont haben, charakteristische Post-Merger- Signale, die sich von der BBH-Ringdown-Frequenz unterscheiden. Im Post-Merger sind prinzipiell viele Informationen enthalten, da das System hochgespannt ist. In der Praxis ist die Modellierung dieser Phase jedoch äußerst schwierig, und die Nachverschmelzung erfolgt mit so hohen Frequenzen, dass es für aktuelle Detektoren im Wesentlichen unmöglich ist, diese Phase direkt zu untersuchen [3,4]. Es gibt Vorschläge für zukünftige hochfrequenzoptimierte Detektoren zur Messung des Post-Merger-Spektrums [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

Analysen von Populationen von Gravitationswellenquellen

Die Zusammenfassung des vorherigen Abschnitts lautet im Wesentlichen, dass es im Prinzip möglich ist, eine BBH-Hypothese mithilfe von Gravitationswellenbeobachtungen auszuschließen, wenn der Gezeitenverformbarkeitsparameter gemessen werden kann, aber um wirklich zwischen BNS und NSBH zu unterscheiden, sind einige Beobachtungen der Fusion und der Nachfusion erforderlich Phase, was mit aktuellen Observatorien unglaublich schwierig ist (aber vielleicht in der Zukunft möglich ist).

Es gibt jedoch mehr Informationen, die erhalten werden können, wenn man eine Sammlung von Beobachtungen als Grundgesamtheit betrachtet. Es gibt einige Möglichkeiten, dies zu tun.

  • Es wird allgemein angenommen, dass die Massenverteilung von BBHs stellaren Ursprungs eine minimale Masse hat; Es ist in Simulationen schwierig, Schwarze Löcher mit weniger als etwa 3 Sonnenmassen zu erzeugen. Daher kann die Messung der Massen der Komponenten helfen, verschiedene Hypothesen zu unterscheiden -- a 1.4 M ⊙ × 1.4 M ⊙ binär ist konsistent mit einer BNS-Hypothese, während a 1.4 M ⊙ × 10 M ⊙ binär wäre mit ziemlicher Sicherheit ein NSBH (obwohl ein System mit einem so hohen Massenverhältnis keinen messbaren Gezeitenverformbarkeitsparameter hätte). Abgesehen davon können ursprüngliche Schwarze Löcher jede beliebige Masse haben. Wenn es also Binärdateien gibt, die aus ursprünglichen Schwarzen Löchern entstehen, werden diese Argumente nur auf der Grundlage der Massen düsterer machen.
  • Wir können mehr Informationen erhalten, indem wir auf Einschränkungen der Zustandsgleichung aufbauen, sowohl aus Gravitationswellenbeobachtungen (oben erwähnt) als auch aus elektromagnetischen Beobachtungen (über die ich nicht wirklich gesprochen habe, aber Sie können ein Papier sehen, das mehrere Quellen von Einschränkungen kombiniert unter [6]). Durch die Verwendung von Einschränkungen für die Zustandsgleichung von Neutronensternen aus GW170817 und GW190425 ist es beispielsweise möglich, die Wahrscheinlichkeit zu quantifizieren, dass die Zustandsgleichung von Neutronensternen eine Masse tragen könnte, die so groß ist wie die sekundäre Komponente von GW190817; Diese Analyse legt nahe, dass es sehr unwahrscheinlich ist, dass GW190814 ein NSBH ist, und wahrscheinlich ein BBH [7].
  • Zusammenfassend lässt sich sagen: Während nur begrenzte Informationen aus einer einzelnen binären Wellenform verfügbar sind, kann man durch den Aufbau von Wissen über die Zustandsgleichung von Neutronensternen und die Massenverteilung aus der Modellierung sowie elektromagnetischen und Gravitationswellenbeobachtungen Vertrauen in die Zuordnung von Ereignissen zu verschiedenen gewinnen Bevölkerungen.
  • Konzentrieren Sie sich speziell auf Binärdateien mit gleicher Masse - die Antwort hängt von der Masse ab. Wenn die Masse deutlich unter der minimalen Masse von Schwarzen Löchern oder deutlich über der maximalen Masse von Neutronensternen liegt, könnten wir die Populationslogik verwenden, um BNS- und BBH-Hypothesen zu unterscheiden. Bei besseren Beobachtungen der Verschmelzungsphase könnte das Vorhandensein oder Fehlen einer Gezeitenstörung (die in einem NSBH mit gleicher Masse auftreten würde) BNS von NSBH unterscheiden. Aber es gibt nur einen sehr begrenzten Bereich des Parameterraums (in Bezug auf Massen), in dem angenommen wird, dass ein kompaktes Objekt entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch sein könnte, so dass dies im Fall gleicher Masse nur notwendig wäre, wenn beide Komponenten vorhanden wären 2 M ⊙ .

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

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

Schwarze Löcher mit sehr geringer Masse sind möglich, wenn ein sich schnell drehender Neutronenstern langsamer wird. Ein sehr schnell rotierender Neutronenstern kann bis zu 20 % schwerer sein als die TOV-Grenze (wenn man bedenkt, dass die lineare Geschwindigkeit selbst des am schnellsten rotierenden Neutronensterns weniger als 30 % der Lichtgeschwindigkeit beträgt, ist der relativistische Beitrag der Massenzunahme vernachlässigbar ). Wenn wir Schwarze Löcher in dieser Entfernung entdecken können, wird dies sicherlich Schlagzeilen machen.
@哲煜黄 Ja, ich habe Spin ignoriert. Im Allgemeinen wird angenommen, dass der maximale Spin für Neutronensterne vor ihrem Zerfall ziemlich klein ist. Aber trotzdem frage ich mich, wie lange es im Vergleich zu einer Hubble-Zeit dauern würde, bis ein Neutronenstern, der sich mit einer so hohen Geschwindigkeit dreht, bis zu dem Punkt herunterwirbelt, an dem er in ein Schwarzes Loch kollabiert.
Im Vergleich zur konventionellen Beobachtung über die EM-Strahlung akkretierender Schwarzer Löcher werden Schwarze Löcher im Doppelsternsystem nicht an Gewicht zunehmen. Es ist also wahrscheinlicher, dass das Binärsystem den ursprünglichen Zustand eines neugeborenen Schwarzen Lochs bewahrt.
Ich habe nicht gerechnet. Aber ich stimme zu, dass Neutronensterne, deren Masse in diesen Bereich fallen, äußerst selten sein sollten, und ihre Wahrscheinlichkeit, mit einem anderen kompakten Objekt einen Doppelstern zu bilden und zum richtigen Zeitpunkt zu verschmelzen, um entdeckt zu werden, ist sogar noch geringer. Ich bezweifle, dass wir solche Ereignisse in einem realistischen Zeitrahmen feststellen können.
@哲煜黄 Ich stimme deiner Intuition zu (obwohl ich auch nicht nachgerechnet oder viel darüber nachgedacht habe). Ich denke, das ist im Allgemeinen Teil der Unordnung der Gravitationswellenwissenschaft ... es gibt viele denkbare, aber unwahrscheinliche Eckfälle, die sehr schwer definitiv auszuschließen sind. Ein Teil der Kunst auf diesem Gebiet besteht darin, zu entscheiden, welche Annahmen „angemessen“ sind. Glücklicherweise gehen verschiedene Menschen von unterschiedlichen Annahmen aus. Wenn Sie also die Literatur lesen, erhalten Sie eine Reihe verschiedener Möglichkeiten, obwohl es einige Annahmen gibt, die die meisten Menschen treffen.
Gibt es subtile Unterschiede in den Gravitationswellen, die von NSNS, NSBH und BHBH mit identischen Massen emittiert werden?
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