超子体粘滞引起的双中子星旋近过程中的潮汐耗散：相位建模与参数估计偏差

在双中子星旋近过程中，中子星物质中的粘性过程可以阻尼其伴星引起的潮汐能量并将其转化为热能。这种潮汐耗散/加热过程会在引力波信号中引入净相位移动。在我们近期的工作中，我们基于牛顿估计表明，来自涉及超子的非轻子弱相互作用产生的体粘滞引起的潮汐耗散，在下一代引力波探测器中可能产生可探测的引力波信号相位移动。通过使用模拟信号，我们演示了若在波形模型中未考虑这一物理效应，将导致对高质量中子星（≥1.8M⊙）双星观测中潮汐形变参数测量的系统性偏差。通过采用牛顿轨道动力学，我们将这种潮汐耗散引起的去相位建模为特征速度的经验函数。我们将其效应纳入等质量双中子星的引力波波形中。这些波形用于执行完整的贝叶斯参数估计，证实我们的模型可以缓解潮汐形变估计中可能存在的偏差。我们还展示了该模型能够在下一代引力波探测器对 2M⊙ 中子星的观测中准确测量潮汐耗散产生的附加相位，并讨论了其在极端物质研究中的意义。