Identificando Kilonovae na presença de brilho óptico para o telescópio de pesquisa de campo amplo

A identificação de quilonovas associadas a fusões binárias de estrelas de nêutrons é frequentemente complicada pela presença de um brilho residual síncrotron dominante. Neste trabalho, avaliamos o desempenho do Wide-Field Survey Telescope (WFST) na identificação de sinais de quilonova em transientes compostos de quilonova pós-brilho.

Usando uma estrutura numérica baseada na matriz de informações de Fisher, simulamos realizações de US$ 10.000 para cada um dos dois cenários: um modelo modelo baseado em AT2017gfo e uma população amostrada fisicamente que leva em conta a diversidade de quilonovas. Nossos resultados indicam que a identificação de quilonovas é limitada principalmente pela distância da fonte.

Em ambos os cenários, a eficiência de identificação é amplamente insensível a variações nos parâmetros microfísicos do afterglow e excede $80\%$ em distâncias de aproximadamente $600~\rm Mpc$ para eventos do tipo AT2017gfo. De acordo com nossas premissas adotadas, estimamos que o WFST poderia identificar aproximadamente entre US$ 1 e US$ 16 mil quilonovas por ano.

Descobrimos que o poder de discriminação dos filtros baseados em cores satura rapidamente, atingindo um patamar estável na segunda noite após a fusão. Propomos uma estratégia de observação encenada que prioriza o monitoramento de bandas $g$ e $r$ de alta cadência durante a primeira noite e incorpora a banda $z$ a partir da segunda noite em diante.

Esta estratégia melhora a precisão da identificação, explorando o excesso vermelho cada vez mais proeminente produzido pela quilonova. Nossos resultados fornecem uma base física para otimizar os recursos de observação do WFST para detectar e caracterizar com eficiência quilonovas na era multimensageira.

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