基于模拟引力波与短伽马射线暴观测的二进制中子星合并率密度历史系统性研究

测量二进制中子星 (BNS) 合并率密度历史可大幅助于理解宇宙中重元素形成的历史。目前，第二代引力波 (GW) 检测器只能在低红移 ($z$ $\sim$ 0.1) 处测量 BNS 合并率密度历史。短伽马射线暴 (sGRB) 可能追踪 BNS 合并至更高红移 ($z$ $\sim$ 3)。然而，并非所有 BNS 合并都会导致 sGRB，且尚不确定所有 sGRB 都源自 BNS 合并。本研究同时利用由 advanced LIGO 设计探测到的模拟 BNS 合并 GW 信号以及 {\it Fermi}/GBM 检测到的 sGRB 信号，以约束红移至 $z$ $\sim$ 3 的 BNS 合并率密度历史。结果表明，在约 $\sim$ 8 个 GW 和 571 个 sGRB 的情况下，BNS 合并率密度可在 $z=0$ 至 $z=1$ 之间保持约 50% 的精度。经 jet 开口角校正的 sGRB 事件率密度与 BNS 合并率密度之比（记作 $\eta$）可将其相对不确定性限制在 45%。在约 $\sim$ 21 个 GW 和 761 个 sGRB 的情况下，BNS 合并率密度分别在 $z=0$ 和 $z=1$ 处可达约 35% 和 40%，而 $\eta$ 可将其相对不确定性限制在 28%。此外，在本研究的参数化模拟中，我们发现若以 50% 的红移估计误差为前提，需至少约 $\sim$ 550 个 sGRB 才能约束星际形成率模型中的特征延迟时间。