GW190425の起源について

中性子星と外層がヘリウムの恒星の連星が外層から逃げるガスを捕まえるから質量が減らずに中性子星に成る？以下、機械翻訳。
GW190425の起源について
（2020年1月17日に提出）
LIGO / Virgoの共同研究により、最近、中性子星の2つの星が合併した可能性のあるGW190425の検出が発表されました。GW190425の総質量は、電波天文学で知られている銀河の二重中性子星の質量よりもかなり大きい。これは、GW190425の発生源には、銀河の二重中性子星とは異なる形成履歴があることを示唆しています。GW190425は不安定な「ケースBB」物質移動を介して形成されたと仮定します。この仮説によると、GW190425の前駆体は中性子星とヘリウム星からなる連星であり、共通のエンベローププロセスを受けました。ヘリウム星のコアの超新星に続いて、堅くて偏心した二重中性子星が形成され、＜ 1千万年に統合されました～ 4-5 M_太陽質量ヘリウム星の前駆体はGW190425の異常に大きな質量を説明するかもしれませんが、合併までの短い時間は、無線で同様のシステムが見られない理由を説明するかもしれません。この仮説をテストするために、公開されているLIGO / Virgoデータを使用してGW190425の離心率を測定します。の離心率は、90 ％の信頼度でe ＜ 0.007に制限されます。連星はLIGO / Virgoバンドに入るまでにe ＜　10 ^ -4に循環している可能性が高いため、この結果は不安定な物質移動シナリオの証拠を提供しません。より低い周波数帯域で動作する将来の検出器は、偏心測定を使用して、GW190425に類似した合併の形成チャネルを識別することを可能にします。
図1.不安定なケースBB物質移動の図
BNSの合併につながります。 クレジット：Carl Knox。


図2.実線：GW190425の離心率の事後分布。 破線、点線：不安定なケースBB物質移動中のキックから得られた離心率、
マックスウェル分布から引き出されたキック速度でσ= 265、30km s-1で
、それぞれ。 すべての分布は10 Hzの基準周波数を使用して計算されます。 私たちはそれに注意する
シミュレートされた偏心分布は範囲内にあります
コワルスカらによって発見されました。 （2011）合併したすべてのBNSについて孤立した進化を通して


図3. GW190425の回収された事後確率分布。 固有パラメーターチャープ質量M、質量比q、
効果的に整列したスピンχeffとログの離心率log10（e）が左側にプロットされています。 外部パラメーターの輝度距離dL、
バイナリ傾斜角θjn、偏光角、および軌道位相φが右側にプロットされています。 提案の事後をプロットします
ターコイズと灰色で再重み付けされた後継者