GW190425およびFRB20190425A:連星中性子星合体によるマルチメッセンジャー源としての高速電波バースト

GW190425およびFRB20190425A:連星中性子星合体によるマルチメッセンジャー源としての高速電波バーストの課題
高速電波バースト(FRB)は、新たに発見された無線トランジェントのクラスです。 それは宇宙論的な情報源から出現し、～数ミリ秒続きます。 しかし、それらの起源は天文学において非常に議論されているトピックのままです。最近 研究は、連星中性子星間の可能な関連を主張しています (BNS)は、GW190425とFRB20190425Aを2.8σの信頼水準で合併します。 著者らは、この観測結果は長寿命の高度に BNS合併後に形成された磁化超大質量中性子星(SMNS) 約2.5時間安定していた後、すぐに崩壊しました。 ブラックホール。本研究では、提案された関連を慎重に調査する。 FRB信号が高密度を通過しなければならないという制約を考慮する 顕著な減衰を経験することなく合併イジェクタを有効に 400MHzでの検出。さらに、FRBが実際ににリンクされている場合、 重力波イベント、GWデータは軸外を強くサポートします BNS合併の確率を持つ構成 視野角 p(θ_v > 30度) は 約 99.99% になります。したがって、私たちの調査結果は強く 一方、で必要であることがわかった軸上のシステムを除外します この FRB を検出可能にするため。したがって、GW190425は FRB20190425Aに関連しています。また、当社の業績が将来に与える影響についても議論します。 BNS残骸からのFRBの同時マルチメッセンジャー観測の検出 GWイベントとBNS合併の残骸は説明できないと主張します FRBソースの>1%の形成
キーワード: 高速電波バースト、重力波、連星中性子星合体
1. はじめに
高速電波バースト (FRB) は、非常に強い光の強いフラッシュです。
コヒーレント電波（輝度温度〜10^36K）
マイクロ秒からミリ秒の範囲の継続時間を示します (Lorimer et al. 2007)。 これらのバーストは、銀河系外の広大な距離を越えて検出される可能性があります。
有望な宇宙探査機 (Cordes & Chatterjee)
2019年; ケイレブ＆キーン 2021; ペトロフら。 2022年）。 以来、
2007 年に最初の FRB が発見されて以来、1000 以上の FRB が存在します。
科学文献で報告されています。 それでもないし、
その起源については、依然として科学的調査と推測が続けられています。 近年、目覚ましい進歩が見られます
これらの宇宙的出来事の根源となる人口。 例えば、
CHIME/FRB連携 他 (2021) 空を推理した
明るい FRB の割合 (600 でフルエンスのバースト ≥ 5 Jy ms)
MHz) は約 600 FRB/空/日であると推定され、
〜 10^39 の基準エネルギーを持つ FRB の体積率
ergs は 〜 10^5 FRB/年/Gpc^3 となります
(Shin et al. 2023)。
さらに、かなりの部分集団が存在します。繰り返す FRB (Spitler et al. 2016; CHIME/FRB)
コラボレーション他 2019a、b; フォンセカら。 2020年; ク・マーら。 2021年; バルドワジら。 2021a; マッキンベン＆
CHIME/FRB コラボレーション 2022; 丹生ら。 2022年; ランマンら。 2022年; アンデルセンら。 2023年）。 これらの観察は、ほとんどの FRB、特に FRB が
近くの宇宙ではリピーターであり、大変動の起源ではないことを示唆しています (Bhardwaj et al. 2021b)。 しかし、
FRB のサブセットにおける大変動の原因
現象の繰り返しの可能性は排除できません。いくつかの FRB ソース モデルは大災害を引き起こします
コンパクトな連星系の合体を伴う
中性子星やブラックホールからなる、説明すると
非反復 FRB の一部 (Totani 2013; Falcke &レッツォラ 2014; ミンガレリら。 2015年; 王ら。 2016年;
張 2016; アブラモヴィッチら。 2018）。 それは注目に値します
これらの出来事の多くはローカル宇宙 (〜 100Mpc) は、現行世代の重力波検出器を使用して検出できます (Abbott et al. 2021; The LIGO)
科学共同研究 et al. 2022年）。 連星中性子星(BNS) の合併、大惨事の範囲内で、
での FRB のような信号の潜在的な発生源とみなされます。
合併のさまざまな段階: 合併前、合併中、合併後
合併 (モデルの完全なリスト、Platts et al. 2019 を参照)。
最近、モロイアヌら。 (2022) GW190425 (Abbott) 間の 2.8σ レベルでの関連性の可能性を報告しました。
他。 2020b)、2020年に検出された2番目のBNS合併
重力波とFRB20190425A (CHIME/FRB)
コラボレーション他 2021）。 GW190425 が検出されました
3回目の観測運用であるO3aの前半中のLIGO-Virgo-KAGRA（LVK）重力波検出器ネットワーク（Abbott et al. 2021）。 この合併ですぐに興味深かったのは、その鳴き声が
(〜 1.44 M⊙) と総質量 (〜 3.4 M⊙) は、他の既知の BNS システムよりも大幅に大きかった。 LIGO 検出器の 1 つが観測中でなかったためです
検出時のモード、空の定位
このイベントは正確ではありません (90% 信頼できる位置推定領域は 7461 度^ 2 です)
）。 また、かなり離れた距離にあったため（光度距離 dL = 159+69−71Mpc) GW170817 (約 40 Mpc) と比較すると、関連する電磁対応物はかなり暗く、位置特定のボリュームが大きいため、追跡調査と対応候補の関連としての高い信頼性の両方が困難になりました。 重要なものはありません
したがって、GW アラートとの間に関連性が見つかりました。
そして納得のいく対応者。
FRB20190425Aはカナダの水素強度マッピング実験/高速ラジオバーストによって発見されました。
(CHIME/FRB; CHIME/FRB コラボレーション他 2021)
Panther et al によれば、プロジェクトは GW 警報から約 2.5 時間後です。 (2022)、それはおそらく次の年に発生しました。
ホスト銀河 UGC10667 (真の関連の確率 ≈ 0.79)。 GW190425の総質量は
3.4+0.3−0.1 M⊙、であることが判明 LVK の共同研究は、2 つの中性子星の合体が示唆されています。
おそらく、すぐにブラックホールに崩壊したと考えられます。
状態方程式 (EOS) に対する現在の制約
高密度核物質 (Abbott et al. 2020a)。 説明する
LVK の解釈と合併後 2.5 時間の遅延との間の矛盾、Moroianu et al. (2022年)
と Zhang (2022) は、次のシナリオ案を提案しました。
の形成につながった可能性がある GW190425
非常に強い磁場 (≥ 10^14 ガウス) を持ち、高速で回転する超大質量中性子星と、
EOS は提案されたクォーク モデルと一致しています。
この研究では、私たちは次の関係を再考します。
の 2 つのクラスを使用する GW190425 および FRB20190425A
Moroianu et al. では議論されていない制約。
(2022): (1) UGC10667 がホスト銀河であるという仮定の下で更新された GW パラメータ推定
FRB20190425A と GW190425 の両方について説明します
§2 の、および (2) の BNS 合併エジェクタの影響
FRB 信号の伝播については、で説明します。
§3. 私たちはここで、関連性が主張されていないことを強調します
Moroianuらによって決定的であると考えられています。 (2022) ではなく、
< 3σ なので限界です。 この作業の目的
天体物理学的制約と GW 制約があるかどうかを調査することです。
この可能性のある関連性を支持するか反対するか。 これらの新しい制約を考慮して、測定された視野角と、Moroianu で呼び出されたブリッツァー モデルとの一貫性を評価することによって、関連性を調べます。
他。 （2022年）。 さらに、我々は、の伝播を可能にするために必要な噴出物の最大質量を決定します。
400 MHz での FRB 信号は何も発生しません
顕著な減衰。 これらの制約はいずれも、GW190425 と GW190425 の関連を依存的に不利にします。
4.1 で示したように、高い信頼性を持つ FRB20190425A。
最後に、調査結果が次の分野に及ぼす影響について説明します。
FRB と BNS 合併残存会社との将来の関係については §4.2 で結論付けます。


図 1. 低スピンと低スピンの両方を使用した空の位置特定領域
報告された後部サンプル（青）と高スピン（黄）
アボットらにおいて。 (2020a)。 50% と 90% の両方を示します
各ケースの信頼区間とその位置を示します。
UGC10667。


図 2. FRB 20190425A が実際に GW190425 に関連付けられている場合の、BNS 噴出物質量 (Mej) に対する導出制約。 孵化した
領域は噴出物温度 (Tej) に依存する伝播効果を使用して除外され、影付きの領域は次の理由により除外されます。
§3 で説明したように、噴出物の温度とは独立した制約。


図 3. GW190425 の低スピン (左パネル) と高スピン (右パネル) の両方の視野角 θv の事後分布
パネル) §2 で説明されている固定空の位置と固定位置の仮定の下での事前分布。 両方のケースについて、次も示します。
Abbott et al.の結果を使用して計算された後方視野角。 (2020a) を参照してください。


図 4. プロンプト崩壊の事後分布
固定 3D を使用した GW190425 のしきい値質量 Mthreshold
UGC10667 の空の位置パラメータ推定結果
低スピン (青) と高スピン (黄色) の両方の事前分布。 GW170817 からの EOS 制約を仮定した事後分布と、Mmax を仮定した追加の制約を示します。
TOV ≥ 1.97M⊙。

5。結論
この研究では、重力波イベント GW190425 と
Moroianu らによって提案された FRB20190425A。 (2022年)
およびパンサーら。 （2022年）。 最初にパラメータを使用します
UGC10667の空の位置による推定結果
FRB20190425A のホスト銀河として
Panther らによって特定されました。 (2022)、およびその
赤方偏移を測定した (Maga˜na Hernandez et al. 2023)。 の
パラメータ推定の結果、厳しい制約が生成される
傾斜角に関しては、これは大きく矛盾します。
関連仮説。 協会が行うには、
ブリッツァー モデル内で有効であるためには、GW イベントには次の必要があります。
軸上にあること。 ただし、私たちの調査結果は、
視野角の確率 p(θv > 30◦) ≈ 99.99%
高スピンと低スピンの両方の以前のシナリオに対応します。 さらに、私たちの分析では、
FRB20190425A は 400 MHz で観察されます。
大幅な減衰、非常に低い噴出物の質量(≲10^-15 M⊙)が必要です。 この値は、一般的に予想される値よりも桁違いに小さいです。
連星中性子星のシミュレーションと観測について
合併。 さらに、
意味のある関連付けをするには、エキゾチックな表現が必要になります。
Zhang (2022) が示唆した状態方程式。 私たち、
したがって、GW190425 はすぐに実行される可能性が最も高いと主張します。
ブラックホールに崩壊した可能性も
アボットらによって検討された。 （2019年）。 したがって、GW190425とFRB20190425Aは関連していないと結論付けます。 最後に、私たちの分析により体積測定が制限されました。
BNSの合併率と安定中性子の誕生率
星の残骸 ≲ 1 − 10 Gpc^−3 /年
生産できるのは
FRB ですが、これでは FRB の体積比率が高いことを説明するには不十分です。 したがって、BNS の合併は
残留物は 1% を超える物質の形成を説明することはできません。
FRBの情報源。
結論として、重力波と高速電波バースト現象には注意が必要であることを強調します。
今後の研究で。 偶然の確率に頼る
関連付けだけでは、関連付けとしての可能性を最終的に確立するには不十分な場合があります。 連星中性子星事象間の局所体積率には大きな差異があるため、この慎重なアプローチは特に重要です。
これは約 4 桁低く、
および FRB の基準エネルギーは約 10^39エルグ。 したがって、次の点を考慮することが重要です。
この研究で強調された天体物理的制約は、
そういった連想を考慮して。