模擬中子星-黑洞合并引力波中的動態相變

TROYE: Modeling Dynamic Phase Transitions in Gravitational Waves from Neutron Star-Black Hole Mergers

特洛伊：模擬中子星-黑洞合并引力波中的動態相變

摘要：

I. 引言

理論模型表明，在這些極端密度下，強子物質可能經歷相變，轉變為奇特的自由度?？赡苄园ǔ游镔|、π介子或K介子凝聚的形成，或是退禁閉的夸克-膠子等離子體（夸克物質）的形成[6, 7]。這種相變通常與狀態方程的"軟化"相關，這可能導致不同系列的致密星的存在，或者在質量-半徑關系中出現不穩定分支。

來自致密雙星并合的引力波通過測量潮汐效應，為探測中子星內部提供了直接手段。當雙星成員旋近時，伴星的潮汐場會誘發中子星的四極矩。這種形變從軌道中提取能量，加速了旋近過程，并在引力波信號上留下相位修正的印記[8, 9]。迄今為止，LIGO-室女座-KAGRA 合作組織的標準分析都假設了一個靜態的狀態方程，這意味著在整個旋近過程中，潮汐形變參數 Λ 是質量的固定函數[10, 11]。

然而，雙星旋近的環境是動態變化的。隨著軌道間距的減小，中子星承受著迅速增強且隨時間變化的潮汐場，并且也可能通過模式激發和相關非絕熱過程經歷耗散和加熱。如果在此演化過程中，恒星的內部條件穿越了某個臨界閾值，就有可能在與并合前幾毫秒的動態時間尺度上觸發向奇異物質的相變[6, 12]。這種相變可能會在旋近過程中改變恒星的有效硬度，導致 Λ ( t )
隨時間變化。我們強調，這種觸發不一定與核心單調的潮汐壓縮有關；潮汐相互作用可以更普遍地改變恒星的結構和穩定性，甚至可以在接近穩定性的邊緣降低中心密度[13, 14]。

我們提出了 TROYE（表征狀態方程變化的過渡模型），這是一個為模擬這種現象學而構建的時域波形模型。利用貝葉斯推斷，我們量化了在 Advanced LIGO 時代及未來探測器中動態相變可探測性的范圍。我們的方法在概念上受 IMR 一致性檢驗的啟發[15]，但在此我們使用相同的"切割-拼接"思想來構建具有明確的、時間局域化的潮汐響應變化的波形。

II. 背景

除非另有說明，本文均使用自然單位制（ c = G = 1 ）。

A. 中子星內部結構與狀態方程

從中心（r = 0，P = Pc）到表面（p(R) = 0）對給定狀態方程積分這些方程，可以得到質量-半徑關系 M(R) [2]。由于內核的微觀物理學——可能包含超子、π介子凝聚或退禁閉夸克物質——尚未被充分理解[7, 18]，狀態方程仍然是核天體物理學中最大的不確定性來源之一。這種不確定性通常通過狀態方程的"硬度"來參數化："硬"狀態方程（高壓）支持更大的半徑和更高的最大質量，而"軟"狀態方程則導致更致密的恒星[19]。

當前的天體物理約束來自X射線計時（例如，NICER [20, 21]）和引力波觀測[4, 5]。后者通過潮汐相互作用對狀態方程尤為敏感[22]。

B. 潮汐形變能力與相變

誘發的潮汐形變從軌道中提取能量，加速了旋近過程。這種效應在5階后牛頓階上進入引力波相位演化[8]。盡管階數很高，但由于 Λ 的值很大，先進探測器可以在旋近后期（頻率為幾百赫茲，確切起始點取決于成員星質量和探測器靈敏度）主要測量到這種效應[22, 23]。

雙星環境的一個獨特特征是，隨著并合的臨近，潮汐場的強度和變化率迅速增加，這驅動了巨大的內部應力并可能激發振蕩模式。在這種情況下，微觀物理的相關控制參數（如溫度、成分、化學勢和應力各向異性）可能迅速演化，并且恒星可能越過其內部狀態發生變化的臨界閾值。受這種快速重排可能性（包括強的一級相變[6, 12]）的啟發，我們考慮隨時間變化的潮汐響應 Λ ( t ) 的現象學，而不是標準 LVK 分析中假設的靜態 Λ ( m ) 。我們還注意到，潮汐相互作用通常不會預期會增加恒星的中心密度；分析論證表明，潮汐場反而可以使致密星穩定抵抗坍縮，在接近穩定性的邊緣降低中心密度[13, 14]。如果相變是一級的，它可能導致有效軟化，伴隨著徑向收縮和 Λ 的減小。或者，其他結構變化可能會使有效響應變硬。無論哪種情況，動態相變都意味著引力波相位上的潮汐印記會隨時間變化。

區分兩顆恒星的個體演化（它們可能在不同時間發生相變）是簡并的。在一個中子星-黑洞系統中，假設黑洞滿足"無毛"定理，所有潮汐效應都歸因于單顆中子星。這打破了簡并性，從而可以更清晰地分離中子星結構的時間演化 [25-27]。雖然由于總質量更大，中子星-黑洞事件中的潮汐信號通常比雙中子星事件中的更弱，但這符合預期：質量更大的系統在更低的頻率下并合，在潮汐相位修正累積最強的旋近后期經歷的周期數更少，并且有效的潮汐印記在大質量比下被進一步壓制。然而，簡化的系統特性使得中子星-黑洞系統成為尋找微妙動態效應的有吸引力的目標。

III. 方法

為了研究旋近后期狀態方程相變的可觀測性，我們采用一種現象學方法，通過修改引力波形來反映中子星結構的宏觀變化。我們引入了 troye 波形模型，該模型通過在時域上拼接兩個不同的波形近似來模擬這種動力學效應，這兩個波形分別代表在越過臨界密度閾值之前和之后的雙星演化過程。

A. 波形拼接

需要注意的是，該模型通過拼接真空解，捕捉了過渡過程的主要運動學特征——即潮汐形變能力的宏觀變化；它并未自洽地求解經歷潛熱釋放或非絕熱振蕩的流體所滿足的愛因斯坦 - 流體力學方程。圖1展示了相位對齊與混合流程，以及在拼接時刻處實現的相位連續性。

IV.結果

我們通過分析 100 個模擬 NSBH 信號的注入活動，來評估動態相變的可恢復性。

D. 壓力測試

基線注入活動利用固定的外在參數來確立靈敏度的上限。為了在現實條件下驗證該方法，我們進行了一系列“壓力測試”，擴大了先驗體積，引入了已知的簡并性。

1. 質量比 - 潮汐相關性（自由 q）

V. 討論

A. 天體物理意義

B. 局限性與未來工作

本研究假設噪聲是平穩高斯的。雖然大部分潮汐信息是在漫長的旋進過程中累積的，但動態躍遷的判別性印記卻局域在最后的約 40 ms 內（在我們的目錄中大致對應 200–450 Hz）。與此時間 - 頻率區域重疊的毛刺（glitch）可能會降低對 Δ Λ
的靈敏度并使貝葉斯因子產生偏差，尤其是當它影響多個探測器或逃過標準數據質量否決時。因此，現實的評估需要將信號注入到真實的 O3/O4 應變數據中，并結合標準的緩解措施（例如，門控/否決和瞬態噪聲邊緣化），以量化在非高斯噪聲存在下的探測效率和假陽性率。此外，我們的模型忽略了中子星自旋和黑洞進動。進動調制可能會引入相位演化簡并性，從而模仿或掩蓋潮汐效應。我們還使用了固定的躍遷窗口 τ = 10
ms；在未來推斷中將 τ 作為自由參數處理，將使引力波能夠約束相變的物理動力學。最后，雖然 TROYE 框架在概念上可擴展至雙中子星（BNS）系統，但其現象學要復雜得多。全面的分析需要為兩顆星分別建模獨立的相變，這些相變可能發生在不同的時刻。推斷問題維度上的這種增加，使得對 BNS 領域進行穩健的定量研究成為未來工作的課題。

VI. 結論

我們提出了一個用于搜尋 NSBH 并合過程中動態相變的框架。通過聚焦于 NSBH 系統，我們避免了雙中子星（BNS）潮汐提取中的模糊性。TROYE 模型為這一搜尋提供了一個計算高效的工具。隨著即將到來的 O5 觀測運行中 NSBH 探測事件預期數量的增加，該方法為探索宇宙中最極端密度下的物質性質提供了一條新途徑。

原文鏈接：https://arxiv.org/pdf/2602.18105