Electromagnetic counterparts of double neutron star and black hole-neutron star binary mergers

This PhD dissertation is focused on the electromagnetic (EM) counterparts of gravitational waves (GW) signals from double neutron star (NSNS) and black hole-neutron star (BHNS) mergers. I developed semi-analytical models to predict the multi-wavelength emission from BHNS mergers, including the kilonova, its radio remnant, the prompt emission from the relativistic jet and the related gamma-ray burst (GRB) afterglow. Adopting fitting formulae in the literature, I established a link between the binary parameters and the EM counterparts properties. I anticipated the variety and the high degree of degeneracy of EM counterparts from BHNS mergers. I showed how joint GW+EM analysis can reduce this degeneracy, performing a proof-of-concept multi-messenger parameter estimation, considering a BHNS merger with an associated kilonova. My results indicate that joint analysis can produce better constraints on the binary parameters. This would lead to a deeper understanding of the NS and BH fundamental physics (e.g. the NS equation of state and maximum mass, the BH spin distribution) and would give information on the formation and evolution of compact object binaries. I analyzed “ambiguous” coalescing binaries (consistent with both NSNS and BHNS), whose nature may not be identified through the GW signal alone. In the BHNS case, the binary would host a “light'' stellar BH, with the mass falling in the theoretically expected and to date observationally confirmed discontinuity between NS and BH mass distributions (mass-gap). I found that the observation of the associated kilonova could unveil the system’s nature, as in the BHNS case it can be far more luminous with respect to the NSNS case. Applying this analysis to the GW190425 event, I found that the kilonova would have been detectable if the binary had hosted a BH (if the source had been precisely localized), potentially disentangling the nature of the merging system. The observation of a kilonova from an “ambiguous'' event consistent with a BHNS nature would be the first hint of the existence of “light” stellar BHs, confuting the mass-gap. This would provide new constraints on the NS maximum mass and equation of state, and it would strongly impact the supernova explosion models, favoring those producing a continuum spectrum of remnant masses. I presented a method to optimize the EM follow-up campaigns, based on the knowledge of the system's chirp mass. With this information, the compatible NSNS and BHNS configurations can be obtained and the expected ranges of kilonova light curves in different bands can be computed. The probability of detecting the EM counterpart of a GW event could be enhanced if the observation of transients consistent at their first detection with the expected kilonova ranges was prioritized for photometric and/or spectroscopic follow-up. Finally I studied the EM counterparts properties distributions of future NSNS and BHNS mergers detected with gravitational waves. This could represent another useful contribution for EM follow-up strategy organization.

Questa tesi di dottorato è focalizzata sulle controparti elettromagnetiche (EM) dei segnali di onde gravitazionali (GW) generati dai merger di sistemi di due stelle di neutroni (NSNS) e sistemi buco nero-stella di neutroni (BHNS). Ho sviluppato dei modelli semi-analitici per prevedere l’emissione a varie lunghezze d’onda dai merger di BHNS, includendo la kilonova, il suo radio remnant, la prompt emission del getto relativistico e il seguente gamma-ray burst (GRB) afterglow. Adottando delle formule di fit dalla letteratura, ho stabilito un legame tra i parametri della binaria e le proprietà delle controparti EM. Ho anticipato la varietà e l’alto grado di degenerazione delle controparti EM dai merger di BHNS. Ho mostrato come l’analisi congiunta GW+EM può ridurre questa degenerazione, eseguendo un esperimento concettuale di stima dei parametri multi-messaggera, considerando un merger BHNS con una kilonova associata. I miei risultati indicano che l’analisi congiunta può produrre migliore informazione sui parametri della binaria. Ciò porterebbe ad una maggiore comprensione della fisica fondamentale delle stelle di neutroni e dei buchi neri (ad esempio l’equazione di stato e la massa massima delle stelle di neutroni, la distribuzione di spin dei buchi neri) e darebbe informazioni sulla formazione ed evoluzione delle binarie di oggetti compatti. Ho analizzato i merger “ambigui” di binarie (ossia consistenti sia con NSNS che BHNS), la cui natura potrebbe non essere identificata attraverso il solo segnale gravitazionale. Nel caso BHNS, la binaria ospiterebbe un BH stellare “leggero”, la cui massa cadrebbe nella discontinuità tra le masse di stelle di neutroni e buchi neri (mass-gap) attesa teoricamente e ad oggi confermata osservativamente. Ho trovato che l’osservazione della kilonova associata potrebbe svelare la natura del sistema, poiché nel caso BHNS può essere molto più luminosa rispetto al caso NSNS. Applicando questa analisi all’evento GW190425, ho trovato che la kilonova sarebbe stata osservabile se la binaria avesse ospitato un buco nero (e se la sorgente fosse stata localizzata in cielo con precisione). Ciò avrebbe permesso potenzialmente di identificare la natura del sistema in coalescenza. L’osservazione di una kilonova da un evento “ambiguo” consistente con la natura BHNS sarebbe il primo indizio dell’esistenza di buchi neri stellari “leggeri”, confutando il mass-gap. Ciò fornirebbe nuove informazioni sulla massa massima delle stelle di neutroni e sulla loro equazione di stato, e avrebbe un forte impatto sui modelli di esplosione di supernova, favorendo quelli che producono uno spettro continuo per la massa dei relitti. Ho presentato un metodo per ottimizzare le campagne di follow-up EM, basato sulla conoscenza della massa di chirp del sistema. Con questa informazione, le configurazioni NSNS e BHNS compatibili possono essere ottenute ed il range atteso di curve di luce di kilonova in diverse bande può essere calcolato. La probabilità di osservare la controparte EM di un evento GW potrebbe essere aumentata se fosse data priorità al follow-up fotometrico e/o spettroscopico dei transienti che risultato consistenti alla loro prima osservazione con il range di kilonova atteso. Infine ho studiato le probabili distribuzioni delle proprietà EM dei merger NSNS e BHNS che saranno osservati in futuro con le onde gravitazionali. Ciò potrebbe rappresentare un ulteriore utile contributo per l’organizzazione della strategia di follow-up.