GWTC-3 ، کاتالوگ سوم تشخیص موج گرانشی

GWTC-3 سومین کاتالوگ گذرا موج گرانشی از Ligo ، Virgo و Kagra است. GWTC-3 کاتالوگ های قبلی ما را با مشاهدات موج گرانشی از قسمت دوم مشاهده Run 3 (به نام O3B) که از نوامبر 2019 تا مارس 2020 به طول انجامید ، به روز می کند. در مجموع ، GWTC-3 بیشترین تعداد مشاهدات موج گرانشی را مونتاژ می کندبه روز. بنابراین ، تاکنون چه کاتالوگ های موج گرانشی وجود داشته است؟

• ، که شامل 11 رویداد از دویدن مشاهده اول و دوم (O1 و O2) است.، که 39 رویداد را به GWTC-1 اضافه کرد و تعداد کل رویدادها را به 50 (از O1 ، O2 و O3A ، قسمت اول O3) آورد. تجزیه و تحلیل O3A را مجدداً مورد بررسی قرار داد ، و 8 نامزد اضافی را نیز پیدا کرد ، اما همچنین 3 نفر از نامزدهای اصلی GWTC-2 را دوباره طبقه بندی کرد زیرا احتمال آنها برای سیگنال های واقعی اخترفیزیکی به کمتر از 50 ٪ کاهش یافته است (به بخش "تشخیص امواج گرانشی" در زیر مراجعه کنید). این تعداد کل را به 55 رویداد رساند.
• GWTC-3 (این مقاله) 35 رویداد موج گرانشی را از O3b اضافه می کند و تعداد کل وقایع مشاهده شده تا تاریخ را به 90 می رساند.

در O3B ، کاگرا برای قسمت آخر اجرا به لیگو و باکره پیوست و در آوریل 2020 با ردیاب GEO 600 واقع در آلمان یک اجرای دو هفته ای را انجام داد. نتایج این اجرای مشاهده به طور جداگانه ارائه می شود.

تمام مشاهدات موج گرانشی ما تاکنون از ادغام باینری های متشکل از سیاهچاله ها و ستاره های نوترون ناشی می شود. ما از اینها به عنوان اشیاء جمع و جور یاد می کنیم و معتقدیم که آنها بقایای ستاره های عظیم هستند. وقایع شامل انسجام های سیاه چاله باینری ، انسجام های ستاره نوترون باینری و انسجام های سوراخ ستاره سیاه نوترون است. از آنجا که آشکارسازهای ما حساس تر شده اند ، میزان کشف ما تسریع شده است. ما از ساخت اولین تشخیص خود در سال 2015 مسیری طولانی را طی کرده ایم.

در این خلاصه می توانید در مورد چگونگی جمع آوری داده های خود ، نحوه تشخیص ، چگونگی تخمین ویژگی های وقایع ادغام ، نکات برجسته از GWTC-3 و مشاهده برنامه ریزی شده آینده ، بخوانید.

ردیاب های موج گرانشی

با گذشت سالها ، حساسیت LIGO و باکره به دلیل ترکیبی از به روزرسانی های آشکارساز و بهبود کیفیت داده ها و تکنیک های تجزیه و تحلیل بهبود یافته است. روش های مختلفی برای اندازه گیری حساسیت یک ردیاب موج گرانشی وجود دارد. یکی با تخمین دامنه تقریبی که یک رصدخانه می تواند یک ادغام معمولی نوترون باینری را تشخیص دهد: هرچه دامنه بزرگتر باشد ، سیگنال های دورتر می توانند تشخیص داده شوند و بنابراین تشخیص های بیشتری را می توان انتظار داشت. O3 در دو نیمه (به نام O3A و O3B) تقسیم شد که در اکتبر 2019 با یک استراحت یک ماه از هم جدا شدند. بسیاری از به روزرسانی ها و تعمیرات در این ماه از جمله تمیز کردن آینه در لیگو لیوینگستون ، جایگزین تجهیزات خلاء در لیگو هانفورد ، و و به پایان رسید. افزایش قدرت لیزر در باکره. این کار و همچنین نگهداری مداوم در طول مشاهده ، به ردیاب ها اجازه می دهد تا حساسیت خود را حفظ یا افزایش دهند. شکل 1 نشان می دهد که محدوده ستاره نوترون باینری برای هر ردیاب تغییر کرده است. بین O3A و O3B ، دامنه ستاره نوترون باینری متوسط برای باکره 13. 3 ٪ افزایش یافته است ، 6. 5 ٪ برای لیگو هانفورد ، و برای LIGO Livingston (حساس ترین آشکارساز ما) با کاهش جزئی در حساسیت 1. 5 ٪ در همان یکسان ماند.

داده های خام حاصل از یک ردیاب موج گرانشی از شدت متغیر زمان نور لیزر اندازه گیری شده در خروجی تداخل سنج است. این داده های خام برای به دست آوردن دامنه کرنش موج گرانشی مربوطه باید کالیبره شوند. کالیبراسیون باید با دقت انجام شود. ما از لیزر از نور استفاده می کنیم تا دقیقاً به آینه ها فشار بیاوریم تا چگونگی تغییر خروجی تداخل سنج را اندازه گیری کنیم. کالیبراسیون اولیه در زمان واقعی تقریباً انجام می شود. در صورت لزوم ، بعداً از کالیبراسیون مجدد و تفریق نویز طولانی مدت برای تولید بهترین داده های کرنش موجود که در این تجزیه و تحلیل استفاده می شود ، استفاده می شود.

پس از کالیبراسیون و تفریق نویز ، داده ها باید با کیفیت بررسی شوند. متداول ترین مسئله ای که هنگام ارزیابی کیفیت داده ها برای سیگنال های ادغام باینری داریم ، اشکالات است که دارای مدت زمان کوتاه (ثانیه تا دقیقه طول) در داده ها است. برخی از اشکالات منشأ شناخته شده ای مانند پراکندگی نور دارند ، اما گاهی اوقات منشأ آنها یک راز است. گلاچ ها گاهی اوقات با یک سیگنال موج گرانشی همپوشانی دارند و در این موارد ، می توانیم تفریق جلوه ای را انجام دهیم تا آنها را از داده ها همانطور که در شکل 2 نشان داده شده است ، حذف کنیم. تفریق Glitch بخش مهمی از تجزیه و تحلیل ما از اولین سیگنال ستاره نوترون باینری ، GW170817 و بوددر GWTC-3 ، 7 رویداد از 35 مورد تفریق مورد نیاز. برای کشف اطلاعات بیشتر در مورد اشکالات و کمک به ما در تلاش خود برای درک بیشتر در مورد آنها ، به پروژه علمی جامعه ، جاسوسی Gravity بروید.

تشخیص امواج گرانشی

در طول O3A و O3B هشدارهای عمومی در مورد تشخیص نامزد موج گرانشی اولیه صادر کردیم. هشدارهای عمومی سریع جامعه نجوم را قادر می سازد تا سیگنال های چند خطه را از وقایع با استفاده از تلسکوپ های الکترومغناطیسی و آشکارسازهای نوترینو جستجو کنند. هشدارهای عمومی به طور معمول طی چند دقیقه از تشخیص در O3B آزاد می شدند. تجزیه و تحلیل مجدد بعداً داده های موج گرانشی می تواند منجر به جمع آوری برخی از وقایع و وقایع بیشتر شود. تجزیه و تحلیل نهایی ارائه شده در GWTC-3 از پیشرفت در کالیبراسیون ، کیفیت داده ها و تجزیه و تحلیل داده ها از کلیت اجرای مشاهده برای ارزیابی اینکه نامزدها جالب هستند یا خیر ، سود می برد. در O3B 39 هشدار عمومی گزارش شده است که از این تعداد 18 نفر از تجزیه و تحلیل مجدد زنده می مانند و در GWTC-3 به عنوان کاندیداها با احتمال بیشتر از 50 ٪ واقعی بودن درج می شوند. 17 رویداد دیگر برای اولین بار در تجزیه و تحلیل GWTC-3 گزارش شده است.

ما از دو نوع تجزیه و تحلیل برای جستجوی نامزدهای موج گرانشی استفاده می کنیم: جستجوهای الگو و جستجوهای با حداقل مدل. جستجوهای الگو از مجموعه ای از سیگنال های باینری جمع و جور شبیه سازی شده (یا الگوهای) استفاده می کنند ، که ما برای فیلتر کردن داده ها برای مواردی که مطابق با شکل الگوی و نحوه تغییر آن در طول زمان است ، استفاده می کنیم. جستجوهای با حداقل مدل به دنبال نوع دقیقی از سیگنال نیستند ، اما لازم است که همان سیگنال در آشکارسازهای متعدد ظاهر شود. رویکرد الگوی معمولاً در انتخاب سیگنال های باینری بهتر است (همانطور که می دانیم آنها باید به چه شکلی باشند) ، اما رویکرد با حداقل مدل شده تضمین می کند که ما به دلیل نداشتن الگوی مناسب ، چیزی را از دست ندهیم. هنگام ارزیابی اینکه آیا یک نامزد می تواند یک سیگنال واقعی باشد یا خیر ، ما محاسبه می کنیم که احتمال اینکه سر و صدای تصادفی به طور اتفاقی می تواند مانند سیگنال نامزد باشد ، محاسبه کنیم. به طور معمول ، هرچه سیگنال بین ردیاب ها سازگار تر باشد ، با اطمینان بیشتر می توانیم این باشد که واقعی است.

در GWTC-3 ، همه نامزدهای خود را که تخمین می زنیم حداقل 50 ٪ احتمال واقعی بودن را بر خلاف سر و صدا ذکر می کنیم. این برآورد نه تنها به درک سر و صدا در ردیاب های ما متکی است ، بلکه همچنین هر چند که سیگنال های موج گرانشی را باید توسط آشکارسازهای ما مشاهده کرد. از آنجا که ما تازه شروع به یادگیری جمعیت ادغام اشیاء جمع و جور می کنیم ، این اعداد می توانند نامشخص باشند. از آنجا که با انجام مشاهدات بیشتر در آینده در مورد جمعیت بیشتر می آموزیم ، ما قادر خواهیم بود تا نامزدهایی را که در حال حاضر کمتر مطمئن هستیم ، بررسی کنیم.

علاوه بر این ، GWTC-3 لیستی از سیگنال های ضعیف تر را شامل می شود که آستانه 50 ٪ شانس واقعی بودن را منتقل نمی کنند. دقیقاً مانند GWTC-2. 1 ، لیست زیر آستانه GWTC-3 شامل هر رویداد نامزد با نرخ زنگ هشدار کاذب پایین تر از 2 در روز است. 1،048 نامزد زیر آستانه وجود دارد که بیشتر آنها انتظار داریم سر و صدا داشته باشیم. اما این لیست ممکن است برای کمک به اخترشناسان در شناسایی رویدادهای احتمالی چندرسانه ای مفید باشد.

نامگذاری یک موج گرانشی

نامهای موج گرانشی تاریخ و زمانی را نشان می دهد که سیگنال ها در زمان جهانی هماهنگ (UTC) تشخیص داده می شوند. چندین نام رویدادهای قبلی فقط شامل تاریخ است ، اما از آنجا که ردیاب ها حساسیت خود را بهبود می بخشند ، ممکن است بیش از یک رویداد در روز تشخیص دهیم. بنابراین ، همانطور که با GWTC-2 و GWTC-2. 1 انجام دادیم ، اکنون زمان را به نام ها اضافه می کنیم تا بتوانیم راحت تر آنها را متمایز کنیم. به عنوان نمونه GW200208_222617 در 8 فوریه 2020 در ساعت 22:26:17 زمان UTC مشاهده شد.

خواص منابع موج گرانشی ما

مشاهدات موج گرانشی ما حاوی اطلاعاتی در مورد خواص باینری هایی است که آنها را تولید می کند. خواص می توانند ذاتی یا بیرونی باشند. خصوصیات ذاتی خود منبع را توصیف می کند ، مانند توده ها و چرخش اشیاء جمع و جور. خصوصیات بیرونی نحوه مشاهده این رویداد را از زمین توصیف می کند و محل منبع را در آسمان ، فاصله آن از زمین و جهت گیری هواپیما که در آن دو شیء جمع و جور در اطراف یکدیگر قرار دارند ، شامل می شود.

ما خواص باینری ها را از طریق برآورد پارامتر می آموزیم. این یک تکنیک آماری است که در آن ما بسیاری از شکل های موج گرانشی ممکن (با خصوصیات مختلف) را با داده های مشاهده مقایسه می کنیم. این مقایسه به ما می گوید که چه مقادیر خاصیت منبع با داده ها سازگار است (با فرض اینکه ما یک سیگنال موج گرانشی واقعی داریم). در نتایج ما فواصل معتبر 90 ٪ را از این محدوده ها انتخاب می کنیم ، به این معنی که ما 90 ٪ مطمئن هستیم که خصوصیات باینری در آن محدوده قرار دارد.

کانتورها در شکل 4 مناطق 90 ٪ را برای دو خاصیت نشان می دهند: کل جرم و نسبت جرم. کل توده به ما می گوید که سیستم باینری چقدر سنگین بود. توده ها در واحدهای توده های خورشیدی m اندازه گیری می شوند_⊙بشرنسبت جرم به ما می گوید که توده های دو شیء جمع و جور که ادغام شده اند چگونه نامتقارن هستند. نسبت جرم نزدیک به 1 به این معنی است که دو شیء جمع و جور نزدیک به همان جرم بودند.

مطالعه خواص جمعیت به عنوان یک کل به ما کمک می کند تا در مورد نحوه شکل گیری این سیستم ها بدانیم. ما همچنین می توانیم از این مشاهدات استفاده کنیم تا تئوری نسبیت عام آلبرت انیشتین را به آزمایش و حتی اندازه گیری میزان گسترش جهان در آن اندازه گیری کنیم. مجموعه ای از وقایع برجسته از O3b در زیر خلاصه شده است.

نکات برجسته GWTC-3

بر اساس خواص 35 رویداد جدید ذکر شده توسط GWTC-3 ، 32 مورد از آنها احتمالاً انسجام های سیاه چاله باینری هستند و سه مورد همبستگی سوراخ های ستاره سیاه نوترون ممکن است. ما اشیاء جمع و جور را در نظر می گیریم که احتمالاً دارای جرم کمتر از 3 متر هستند_⊙برای نامزدهای ستاره نوترون امکان پذیر باشد. هیچ کاندیدای ستاره نوترون باینری در O3B شناسایی نشده است. شکل 5 همچنین محتمل ترین مقادیر سه پارامتر اصلی را برای هشت رویداد انتخاب شده خلاصه می کند.

همبستگی سوراخ های ستاره سیاه و سفید نوترون

• GW191219_163120 یک همبستگی سوراخ ستاره-سیاه نوترون با اجزای جرم بسیار نابرابر است. سیاه چاله دارای جرم حدود 31 متر است_⊙و ستاره نوترون جرم حدود 1. 2 متر_⊙بشرستاره نوترون یکی از کمترین عظیم ترین تاکنون است.
• GW200115_042309 یک انسجام سوراخ ستاره سیاه و سفید نوترون روشن است که قبلاً در مقاله خود گزارش شده است. ما تخمین می زنیم که توده سیاه چاله حدود 6 متر باشد_⊙و جرم ستاره نوترون 1. 4 متر است_⊙.
• GW200210_092254 یک باینری سوراخ ستاره سیاه نوترون ممکن است. ما به دلیل جرم 24 متر آن ، شیء سنگین تر را به عنوان یک سیاه چاله مطمئن می دانیم_⊙بشربا این حال شیء سبک تر 2. 8 متر است_⊙، که می تواند یک ستاره نوترون سنگین یا یک سیاه چاله سبک باشد. این رویداد کاملاً شبیه به GW190814 O3A است. با توجه به آنچه ما در مورد ستاره های نوترون می دانیم ، منبع GW200210_092254 احتمالاً یک سیاه چاله باینری است ، اما ما نمی توانیم مطمئن باشیم.

برجسته های همبستگی سیاه چاله باینری

• GW200220_061928 احتمالاً سیاه چاله باینری است که بیشترین جرم کل در O3B را دارد (اما کمتر از GW190521 و GW190426_190642 در O3A). جرم ترکیبی از دو سیاهچاله 148 متر بود_⊙(87 متر_⊙و 61 متر_⊙برای هر سیاه چاله). سیاه چاله نهایی که از ادغام تشکیل شده است دارای جرم 141 متر است_⊙، فراتر از 100 متر_⊙آستانه طبقه بندی شده به عنوان یک سیاه چاله متوسط.
• GW191204_171526 یک ادغام سیاه چاله باینری است که می توانیم اطمینان داشته باشیم که چرخش الهام بخش مؤثر آن مثبت است. چرخش الهام بخش موثر پارامتری است که برای اندازه گیری از یک سیگنال موج گرانشی مناسب است. یک مقدار مثبت نشان می دهد که حداقل یکی از سیاهچاله ها در حال چرخش است و به طور کلی چرخش ها با جهت چرخش مداری تراز می شوند. این اطلاعات چرخش یک سرنخ اصلی برای نحوه شکل گیری باینری است. اولین مشاهده ای که ما از سیستمی با چرخش الهام بخش مؤثر داریم GW151226 بود. برای GW191204_171526 ، توده های این دو سیاه چاله ادغام حدود 12 متر بود_⊙و 8 متر_⊙و توده سیاه چاله نهایی 19 متر بود_⊙.
• GW191129_134029 کمترین جرم کل حوادث O3B را که ما اطمینان داریم سیاهچاله های باینری هستند ، دارد. کل توده آنها حدود 17. 5 متر است_⊙(حدود 10. 7 متر_⊙و 6. 7 متر_⊙برای هر سیاه چاله). سیاه چاله ناشی از ادغام دارای جرم حدود 16. 8 متر است_⊙.
• GW191109_010717 یک سیاه چاله باینری با پشتیبانی قابل توجهی از چرخش الهام بخش مؤثر منفی است. این نشان می دهد که به طور کلی چرخش های سیاه چاله ها در جهت مخالف با حرکت زاویه ای مداری تراز شده اند (این بدان معنی است که ممکن است این دو شیء جمع و جور در جهت مخالف حرکت مداری خود در سیستم باینری در حال چرخش باشند). احتمال منفی چرخش آن 90 ٪ است. به نظر می رسد چرخش الهام بخش مؤثر در بین تشخیص ما از چرخش الهام بخش مؤثر در بین تشخیص ما نادر است. GW191109_010717 همچنین یکی از منابع گسترده تر دارد. حدود 65 متر_⊙و 47 متر_⊙برای هر سیاه چاله و حدود 107 متر_⊙برای سیاه چاله نهایی. از آنجا که جرم آن نزدیک به GW200220_061928 است ، در توطئه ها GW200225_060421 را برجسته می کنیم ، که کاندیدای دیگر ما با احتمال خوب (حدود 85 ٪) از چرخش الهام بخش مؤثر است.

نگاه به آینده

همکاری های LIGO و Virgo جهان را در منابع موج گرانشی فراوان نشان داده است. تا به امروز ، ما 90 رویداد را مشاهده کرده ایم. GWTC-3 35 رویداد را اضافه می کند ، از جمله بهترین نامزدهای ما برای انسجام های سوراخ ستاره سیاه نوترون. از آنجا که ما به مشاهده حوادث بیشتر ادامه می دهیم ، در مورد اشیاء تولید کننده آنها و خصوصیات آنها به عنوان یک جمعیت بیشتر و بیشتر می آموزیم و از آنها برای ادامه نسبیت عام در آزمون استفاده خواهیم کرد. تشخیص حوادث بیشتر همچنین به این معنی است که ما شانس دیدن اعضای غیرمعمول این جمعیت را افزایش می دهیم.

آشکارسازهای LIGO و Virgo اکنون قبل از رعایت چهارمین رعایت آینده ، در حال بهبود هستند ، که در حال حاضر در سال 2022 در حال اجرا است. افزودن ردیاب های بیشتر به شبکه به بهبود چگونگی بومی سازی منابع بالقوه کمک می کند.

در ضمن ، ما همچنان به تجزیه و تحلیل داده های خود ، یادگیری از مشاهدات فشرده-object و همچنین جستجوی انواع امواج گرانشی که هنوز کشف نشده است ، می آموزیم ، از جمله امواج گرانشی مداوم ، امواج گرانشی تصادفی و البته غافلگیرکننده!

اطلاعات بیشتر

• به وب سایت های ما مراجعه کنید:

واژه نامه

• : سیستمی متشکل از دو سیاهچاله در مدار نزدیک در اطراف یکدیگر.(اینجا را ببینید.): سیستمی متشکل از دو ستاره نوترون در مدار نزدیک در اطراف یکدیگر.(اینجا را ببینید): منطقه ای از فضا-زمان بسیار پیچیده ناشی از یک توده بسیار جمع و جور که در آن جاذبه آنقدر شدید است و مانع از ترک هر چیزی از جمله نور می شود.: ترکیبی ریاضی از توده ها برای هر شیء جمع و جور در یک باینری (برای فرمول اینجا را ببینید). جرم CHIRP افزایش مشخصه فرکانس یک chirp گرانشی را برای باینری های با جرم پایین نشان می دهد.: یک شیء اخترفیزیکی بسیار متراکم مانند سیاه چاله ، ستاره نوترون یا کوتوله سفید.: بهترین پارامتر اندازه گیری شده اطلاعات چرخش در یک سیگنال موج گرانشی. این توصیف می کند که چه مقدار از چرخش هر سیاه چاله به همان روشی که چرخش مداری در حال چرخش است (به عنوان مثال اگر چرخش و مدار هم در جهت عقربه های ساعت یا در جهت عقربه های ساعت باشد) در حال چرخش است.: این نرخ اندازه گیری می کند که چند بار نوسان نویز ردیاب می تواند سیگنال مشابه رویداد نامزد در نظر گرفته شود. هرچه این میزان زنگ کاذب کوچکتر باشد ، احتمال حضور نامزد اخترفیزیکی بیشتر است.: نمایشی از تکامل سیگنال موج گرانشی با زمان.: یک انسجام سوراخ ستاره-سیاه و نوترون احتمالی که قبلاً گزارش شده بود. این نامزد احتمال 36 ٪ احتمال داشتن یک سیگنال اخترفیزیکی واقعی است. این یک منبع به ویژه چالش برانگیز است که به دو دلیل تجزیه و تحلیل می شود. اولین مورد این است که این یک مشاهده آشکارساز واحد توسط لیگو لیوینگستون است. در زمان این رویداد ، لیگو هانفورد داده نمی گرفت. باکره داده ها را می گرفت ، اما هیچ سیگنال نمی تواند مشخص شود. رویدادی که در یک ردیاب قابل مشاهده است اما در دیگری نامرئی نیست غیر منتظره نیست: این بستگی به حساسیت نسبی ابزارها و موقعیت منبع سیگنال موج گرانشی در آسمان دارد (وضعیت مشابهی برای GW170817 وجود داشت). در صورت وجود داده هایی از یک ردیاب ، همیشه تخمین اهمیت یک سیگنال چالش برانگیز است. دلیل دوم این است که در این مرحله اطلاعات کمی در مورد جمعیت سیستم های باینری سوراخ ستاره سیاه نوترون شناخته شده است زیرا مشاهدات زیادی در مورد آنها نداریم. این امر باعث می شود طبقه بندی قابل اعتماد طبقه بندی انسجام های سوراخ ستاره سیاه و سفید دشوار شود. از آنجا که ما سیستم های سوراخ ستاره سیاه نوترون بیشتری را مشاهده می کنیم ، در مورد این باینری ها اطلاعات بیشتری کسب خواهیم کرد و می توانیم برای بررسی نامزدها مانند GW200105_162426 بازگردیم.: هنگامی که نور لیزر به یک جزء نوری برخورد می کند ،

بخش کوچکی از آن را می توان پراکنده کرد (با زاویه تصادفی منعکس می شود). نور پراکنده را می توان از سایر سطوح منعکس کرد و راه خود را به داخل پرتو لیزر آشکارساز تبدیل کرد و باعث ایجاد جلوه های نوری پراکنده شد. برای کسب اطلاعات بیشتر در مورد این اشکالات و موارد دیگر ، به جاسوسی گرانش نگاهی بیندازید.: جرم خورشید (حدود 2x10 30 کیلوگرم). توده خورشیدی یک واحد مشترک برای نمایندگی توده ها در نجوم است.: نسبت توده شیء فشرده تر به توده شیء سنگین تر.: مقدار دقیقاً در وسط توزیع ، به طوری که نیمی از ارزش های دیگر در بالا و نیمی از آنها در زیر میانه قرار دارند.: یک واحد فاصله. یک مگاپرسک (1 MPC) حدود 3. 26 میلیون سال نوری است.: یادگار یک ستاره عظیم. هنگامی که یک ستاره عظیم سوخت هسته ای خود را خسته کرده است ، به روشی فاجعه بار - یک ابرنواختر - که ممکن است منجر به تشکیل یک ستاره نوترون شود می میرد: یک شیء بسیار عظیم و متراکم (هرچند که به اندازه سیاه چاله نمی شود) که اتم ها نمی توانندساختار آنها را همانطور که معمولاً آنها را در زمین درک می کنیم ، حفظ کنید. این ستاره ها به اندازه خورشید ما عظیم هستند ، اما با شعاع حدود ده کیلومتر.: سیستمی متشکل از یک سیاهچاله و یک ستاره نوترون در مدار نزدیک در اطراف یکدیگر.(به اینجا مراجعه کنید.): دوره زمانی که در آن آشکارسازهای موج گرانشی داده هایی را برای مشاهدات اخترفیزیکی می گیرند.: یک تکنیک آماری برای استنباط پارامترهای اخترفیزیکی مربوط به یک سیگنال موج گرانشی استفاده می شود.: این احتمال وجود دارد که یک سیگنال یک موج گرانشی واقعی باشد. این بستگی به این دارد که سیگنال با صدای بلند با سر و صدای پس زمینه مقایسه می شود و هم به درک ما از جمعیتی که منبع متعلق به آن است. داشتن مشاهدات زیادی در مورد سیاهچاله های باینری به درک ما از جمعیت سیاه چاله باینری کمک می کند و به ما کمک می کند تا احتمال سیگنال های نامزدها از آن نوع را به عنوان اخترفیزیکی محاسبه کنیم. از آنجا که ما مشاهدات کمتری در مورد ادغام سوراخ های ستاره سیاه نوترون داریم ، محاسبه این مقدار سخت تر است و ممکن است پس از مشاهده بیشتر مشاهدات و اطلاعات بیشتر در مورد جمعیت ، نیاز به بررسی مجدد تخمین های فعلی داشته باشیم.: سرعت و جهت چرخش (یعنی حرکت زاویه ای) یک سیاهچاله در اطراف مرکز جرم آن.: مجموع توده های دو شیء جمع و جور در باینری.

ارقام

برای یک نسخه بزرگتر می توانید روی هر شکل کلیک کنید.

شکل 1: دامنه ستاره نوترون باینری متوسط برای هر ردیاب در طی اولین (O1) و رعایت دوم (O2) ، قسمت اول مشاهده Run 3 (O3a) و قسمت دوم مشاهده 3 (O3b). دامنه ها در واحدهای Megaparsec نشان داده شده است. اعتبار: همکاری های Ligo-Virgo-Kagra/هانا میدلتون/اوزگرا.

شکل 2 (شکل 14 از انتشار ما): نمونه ای از تفریق جلوه. توطئه ها داده های فرکانس زمانی را برای رویداد GW200115_042309 نشان می دهد و رنگ نشانگر انرژی در هر سطل فرکانس زمانی است. طرح بالا داده های درمان نشده را نشان می دهد و طرح پایین نتایج تفریق نویز را نشان می دهد. مسیر سیگنال تخمین زده شده توسط خط نارنجی نشان داده شده و از فرآیند تفریق Glitch بی تأثیر نیست.

شکل 3: توده های شیء جمع و جور. هر دایره یک شیء جمع و جور متفاوت را نشان می دهد و مقیاس عمودی نشان دهنده جرم به عنوان چند جرم از جرم خورشید ما است. دایره های آبی نمایانگر سیاهچاله ها هستند و دایره های نارنجی ستاره نوترونی را نشان می دهند. دایره های مخلوط نیمه آبی / نیمه نارنجی اشیاء جمع و جور هستند که طبقه بندی آنها نامشخص است. هر ادغام شامل سه شیء جمع و جور است: دو شی ادغام و شیء نتیجه نهایی. فلش ها نشان می دهد که کدام شیء جمع و جور ادغام شده و باقیمانده آنها تولید کرده است. اعتبار: همکاری های Ligo-Virgo-Kagra/Frank Elavsky ، Aaron Geller/Northweste.

شکل 4 (شکل 8 از انتشار ما): برآوردهای کل جرم (M) و نسبت جرم (Q) بین کمترین و عظیم ترین مؤلفه ، برای همه وقایع O3B. هر کانتور یک رویداد متفاوت را نشان می دهد و محتمل ترین مقادیر پارامترها را با احتمال 90 ٪ (منطقه معتبر 90 ٪) محصور می کند. چندین رویداد به دلیل خصوصیات جالب آنها به رنگ برجسته می شوند (به متن اصلی و مقاله ما مراجعه کنید)._Lشکل 5: توطئه هایی که محتمل ترین مقادیر سه پارامتر اصلی از هشت شیء باینری جمع و جور از GWTC-3 را نشان می دهد: توده chirp باینری ، M ؛نسبت جرم ، q ، بین کمترین و عظیم ترین مؤلفه. و فاصله درخشندگی ، D