偉大なるインポスター極めてコンパクトで、質量ギャップの中で連星中性子星と合体している連星ブラックホール

Great Impostors: Extremely Compact, Merging Binary Neutron Stars in the Mass Gap Posing as Binary Black Holes.

• Antonios Tsokaros
• Milton Ruiz
• Stuart L Shapiro
• Lunan Sun
• Kōji Uryū

抄録

もし、個々のコンパクトな仲間の質量が3-5M_{⊙}の質量ギャップ内に収まっていたら、合併中の連星ブラックホールと連星中性子星を見分けることができるのでしょうか？中性子星の場合、そのような質量を得るためには極端なコンパクトさが必要であり、本研究では、コンパクト度C=0.336の準平衡円軌道上にある連星中性子星の初期データと進化を示す。これらは、これまでに構築されたボソン星を含む最もコンパクトな非真空の準平衡連星天体である。達成されたコンパクトさは、音速が光速以下であることを必要とする因果律が課す最大値C_{max}=0.355よりもわずかに小さいにすぎない。このような連星中性子星と同じ質量の連星ブラックホールとの間で、後期霊感期から合体期、合体後期に放出される重力波を比較することで、両者を区別するための具体的な測定値を明らかにしました。このようなコンパクトさのレベルでは、連星中性子星は合併するまで潮汐の乱れを示さず、共通のコアが形成される前にも速やかに崩壊が始まる。我々のシミュレーションの精度の範囲内では、両連星からのブラックホール残骸は、摂動したKerr時空と区別がつかないリングダウン放射を示す。しかし、典型的な中性子星が20rad以上の位相差を示すのに対し、それらの励起は約81kmの距離(1.7周)で約5radの位相差をもたらします。現在の重力波レーザー干渉計(aLIGO/Virgoなど)では約5radの位相差を測定することができますが、個々の質量やスピンの不確かさから、このようなコンパクトで質量のある中性子星をブラックホールと区別することはできないでしょう。

Can one distinguish a binary black hole undergoing a merger from a binary neutron star if the individual compact companions have masses that fall inside the so-called mass gap of 3-5  M_{⊙}? For neutron stars, achieving such masses typically requires extreme compactness and in this work we present initial data and evolutions of binary neutron stars initially in quasiequilibrium circular orbits having a compactness C=0.336. These are the most compact, nonvacuum, quasiequilibrium binary objects that have been constructed and evolved to date, including boson stars. The compactness achieved is only slightly smaller than the maximum possible imposed by causality, C_{max}=0.355, which requires the sound speed to be less than the speed of light. By comparing the emitted gravitational waveforms from the late inspiral to merger and postmerger phases between such a binary neutron star vs a binary black hole of the same total mass we identify concrete measurements that serve to distinguish them. With that level of compactness, the binary neutron stars exhibit no tidal disruption up until merger, whereupon a prompt collapse is initiated even before a common core forms. Within the accuracy of our simulations the black hole remnants from both binaries exhibit ringdown radiation that is not distinguishable from a perturbed Kerr spacetime. However, their inspiral leads to phase differences of the order of ∼5  rad over an ∼81  km separation (1.7 orbits) while typical neutron stars exhibit phase differences of ≥20  rad. Although a difference of ∼5  rad can be measured by current gravitational wave laser interferometers (e.g., aLIGO/Virgo), uncertainties in the individual masses and spins will likely prevent distinguishing such compact, massive neutron stars from black holes.