GW190425は、高速合流チャネルから生まれたバイナリ中性子星であることと矛盾しています

ブラックホールに比べて超軽い中性子星はぶん回されても出す重力波が弱い。何百ＡＵも離れていると合体するのに宇宙の寿命以上に時間が掛かる。
近接して恒星を作るか中性子星になるまでに近づける奥の手を考える。例えば第三の恒星とジャンピング中性子星モデルとか。まあ『そんな近接中性子星連星おらへんで、往生しまっせ』説らしい。以下、機械翻訳。
GW190425は、高速合流チャネルから生まれたバイナリ中性子星であることと矛盾しています
（2020年1月13日に提出）
LIGO / Virgo Scientific Collaboration（LSC）は最近、合計質量3.4+ 0.3− 0.1 M _ 太陽のコンパクトなオブジェクトバイナリマージGW190425の検出と、 個々のコンポーネントの質量範囲は約1.1〜2.5 M⊙です。構成コンパクトオブジェクトが中性子星の場合、総質量は銀河連星中性子星の2.66 ± 0.12 M _ 太陽の平均よりも５標準偏差大きくなります。銀河系でのこのような大規模なBNSシステムの非検出は、そのような大規模なBNSシステムが短い軌道周期で生まれ、～ 1千万年の吸気時間で生まれた場合に発生する可能性がある、検出に対する潜在的なバイアスを示します〜10マイア。ただし、報告された合併率 R _ GW190425 = 460 ^ {+ 1050} _ { -390 } yr＾− 1 Gpc＾− 3には、非常に高いフォーメーションが必要であることを示していますλf、B N S= 2 × 10＾− 4　− 5 × 10＾− 3 M _太陽 ^ -1のようなシステムの効率は、人口合成モデルから高速マージBNSシステムの形成効率、λf、B N S≈ （2 − 5 ）× 10＾− 6M⊙＾− 1。さらに、GW190425とGW170817から推定される同等の合併率は、2つの理由で問題があります。（i）より大規模なシステムでは、形成率が低くなると予想され、（ii）高速合併チャネルは≲ 10 ％ケースBBの不安定な物質移動が形成経路として行われる場合、BNSシステム全体の BNSシステムとしてのGW190425の高い合併率を説明するには、（i）超新星爆発におけるNS形成の理解の変更、または（ii）より弱い磁場でより大きなNSを優先的に生成する必要があると主張します。そのため、ラジオ調査では検出されません。そのような説明がもっともらしいかどうかは、BNS集団の詳細なモデリングとその磁場進化の注意深い取り扱いを必要とします。
図1.大規模の推定される形成効率
GW190425がそのようなシステムを表す場合のBNSシステム（青の網掛け領域）および高速マージから形成
フィールドのチャンネル。 x軸は最大の金属性を示し、それ以下ではそのような形成チャネルがアクティブになります。黒と赤の網掛け領域は、
母集団合成モデルからのチャネルマージの高速化。 AとBの2つの異なるサブモデルには一般的なエンベロープイベントを処理する分析済み
HGドナー星とは異なります。サブモデルAでは、高速BNS集団のマージは、ケースBBの不安定な物質移動（MT）が発生しているシステムから生じます。サブモデルで
B、高速マージチャネルは非常に偏心したBNSです。各バンドの不確実性は、中性子星のナタリックキックに関する異なる仮定に由来しています
出生時の効率の金属性依存性 CEフェーズ。に必要な大きな形成効率から生まれたBNSシステムとしてのGW190425のアカウント
高速マージチャネルはフォーメーションと一致しません 人口統合モデルで期待される効率（Dominik et al。2012）。