中子星并合引力波辐射有多强？

我们展示了使用全广义相对论模拟、有限温度微观物理状态方程和中微子冷却对中子星并合进行的首次大参数研究结果。我们考虑从星系种群中选取的等质量与不等质量双星，并用三种不同状态方程模拟每个双星。我们的重点在于并合后阶段引力波的能量和角动量辐射。我们发现，在产生的超大质量中子星（HMNS）生命最初约 $10\,\mathrm{ms}$ 内辐射的引力波能量约为该双星整个旋进历史中所辐射能量的两倍。每个双星质量辐射的总能量可与非自旋黑洞旋进-并合相当或更大。在 HMNS 早期演化中，约 $0.8-2.5\%$ 的双星质能以 kHz 频率辐射。我们发现并合后引力波辐射对双星构型和状态方程有明显依赖，并表明其可编码为双星潮汐耦合常数 $\kappa^T_2$ 的宽泛函数。我们的结果还表明，随后 HMNS 坍缩产生的黑洞的无量纲自旋被限制在 $\lesssim0.7-0.8$。这可能会显著影响驱动短伽马射线暴（sGRB）的中微子对湮灭机制。