GW230529 主星可能的双中子星合并历史

由双中子星（BNS）合并产生质量为$\sim 3-5M_{\odot}$的中黑洞（BH），可以与另一中子星或 BH 配对并在哈勃时间尺度内再次合并。然而，此类合并发生的天体物理环境以及合并率仍是天体物理学中的开放问题。引力波在回答这些问题方面可能发挥重要作用。在此背景下，我们讨论 GW230529_181500（GW230529，简称）主星是否来自之前的 BNS 合并。我们采用基于数值相对论（NR）的拟合公式，将二进制天体的质量和潮汐形变参数映射到剩余 BH 的质量、自旋和喷射速度，调查 GW230529 主星的潜在母体。我们基于 BNS 模拟的 NR 拟合公式计算表明，类似 GW190425 的高质量 BNS 合并剩余物与 GW230529 主星相符。这一论点得到引力波基于 GW190425 和 GW230529 样本 populations 合并率估计的进一步支撑。我们指出，约 18%（中位数）的 GW190425 样本剩余物可成为 GW230529 样本合并的主要组成部分。较重中子星的无量纲潮汐形变参数在 90% 可信度下受限为 $67^{+163}_{-61}$。我们还使用剩余物所施加的引力波喷射估计，讨论了此类合并可发生的天体物理环境以及对未来观测的意义。