从 GW170817 观测可对中子星最大质量施加何种约束？

首个在引力波中探测到的双中子星并合事件 GW170817 的并合后产物依赖于中子星状态方程（EoS），且尚未明确确定。我们一般性地讨论了基于观测以及快速旋转中子星的一些与 EoS 无关的普适关系，可对非旋转中子星的最大质量 $M_{\rm TOV}$ 施加的约束。若并合产物在短暂的超大质量中子星（HMNS）阶段后成为黑洞，我们推导出在 2$\sigma$（1$\sigma$）水平上 $M_{\rm TOV} < 2.09^{+0.11}_{-0.09}(^{+0.06}_{-0.04}) M_{\odot}$。数据也允许大质量中子星（MNS）的情况，即超质量中子星（SMNS）甚至稳定中子星（SNS）。对于 SMNS 情况，我们推导出 $2.09^{+0.11}_{-0.09}(^{+0.06}_{-0.04} M_{\odot}) \leq M_{\rm TOV}< 2.43^{+0.10}_{-0.08}(^{+0.06}_{-0.04}) M_{\odot}$；对于 SNS 情况，在 $2\sigma$（$1\sigma$）置信水平上 $M_{\rm TOV} \geq 2.43^{+0.10}_{-0.08}(^{+0.06}_{-0.04})M_{\odot}$。在 MNS 情况下，我们还通过考虑不同的 MNS 存活时间（例如并合后 300 s、1 d 和 155 d，如各种观测论证所建议），讨论了影响自旋演化历史的中子星参数（表面偶极磁场强度 $B_p$ 和椭率 $\epsilon$）的约束。我们发现，一旦形成 SMNS，在不违反电磁（EM）观测约束的情况下，总存在一组 ($B_p, \epsilon$) 参数使得 SMNS 能够存活 300 s、1 d、155 d 甚至更久。