GWTC-3, ТРЕТИЙ КАТАЛОГ ОБНАРУЖЕНИЯ ГРАВИТАЦИОННЫХ ВОЛН.

Источник фото: iguides.ru

GWTC-3 — это третий Каталог переходных процессов гравитационных волн от LIGO , Virgo и KAGRA . GWTC-3 обновляет наши предыдущие каталоги наблюдениями за гравитационными волнами из второй части серии наблюдений 3 (образно названной O3b), которая длилась с ноября 2019 года по март 2020 года. В совокупности GWTC-3 представляет собой наибольшее количество собранных наблюдений за гравитационными волнами. на сегодняшний день. Итак, какие каталоги гравитационных волн существуют до сих пор?

• GWTC-1 , который содержит в общей сложности 11 событий из первого и второго сеансов наблюдений (O1 и O2).
• GWTC-2 , который добавил 39 событий к GWTC-1, доведя общее количество событий до 50 (из O1, O2 и O3a, первой части O3).
• GWTC-2.1 пересмотрел анализ O3a, обнаружив еще 8 кандидатов, но также переклассифицировал 3 из первоначальных кандидатов GWTC-2, поскольку их вероятность того, что они являются реальными астрофизическими сигналами, упала до менее 50% . Таким образом, общее количество событий достигло 55.
• GWTC-3 (эта статья) добавляет еще 35 гравитационно-волновых событий от O3b, в результате чего общее количество наблюдаемых на сегодняшний день событий достигло колоссальных 90.

В O3b KAGRA присоединилась к LIGO и Virgo в заключительной части цикла и в апреле 2020 года завершила двухнедельный цикл наблюдений с помощью детектора GEO 600 , расположенного в Германии. Результаты этого цикла наблюдений будут представлены отдельно.

Все наши наблюдения гравитационных волн до сих пор происходят от слияния двойных систем, состоящих из черных дыр и нейтронных звезд . Мы называем их компактными объектами и считаем их остатками массивных звезд. События включают слияния двойных черных дыр , слияния двойных нейтронных звезд и слияний нейтронных звезд и черных дыр . По мере того, как наши детекторы становились более чувствительными, скорость наших открытий ускорилась. Мы прошли долгий путь от первого обнаружения в 2015 году.

В этом резюме вы можете прочитать о том, как мы собираем наши данные, как мы делаем обнаружения, как мы оцениваем свойства событий слияния, основные моменты GWTC-3 и запланированные на будущее наблюдения.

ДЕТЕКТОРЫ ГРАВИТАЦИОННЫХ ВОЛН

С годами чувствительность LIGO и Virgo улучшилась благодаря сочетанию обновлений детекторов, а также улучшения качества данных и методов анализа. Существует несколько способов измерения чувствительности детектора гравитационных волн. Один из них заключается в оценке приблизительного диапазона, в котором обсерватория может обнаружить типичное слияние двойных нейтронных звезд: чем больше диапазон, тем дальше могут быть обнаружены сигналы, и, следовательно, тем больше обнаружений мы можем ожидать . O3 был разделен на две половины (названные O3a и O3b), которые были разделены месячным перерывом в октябре 2019 года. В течение этого месяца было завершено множество обновлений и ремонтов, включая очистку зеркал в LIGO Livingston, замену вакуумного оборудования в LIGO Hanford и увеличение мощности лазера на Деве. Эта работа, а также постоянное техническое обслуживание во время сеансов наблюдения, позволяет детекторам сохранять или повышать свою чувствительность. Между O3a и O3b средний диапазон двойных нейтронных звезд увеличился на 13,3% для Virgo, на 6,5% для LIGO Hanford и остался примерно таким же для LIGO Livingston (наш самый чувствительный детектор) с небольшим снижением чувствительности на 1,5%.

Необработанные данные детектора гравитационных волн исходят из изменяющейся во времени интенсивности лазерного излучения, измеренной на выходе интерферометра. Эти необработанные данные необходимо откалибровать , чтобы получить соответствующую амплитуду деформации гравитационной волны. Калибровка должна быть тщательной. Мы используем лазерный свет, чтобы точно нажимать на зеркала, чтобы измерить, как изменяется выходной сигнал интерферометра. Первоначальная калибровка выполняется почти в реальном времени. При необходимости используются более поздняя повторная калибровка и вычитание долговременного шума для получения наилучших доступных данных о деформации, которые используются в этом анализе.

После калибровки и вычитания шума данные необходимо проверить на качество. Наиболее распространенная проблема, с которой мы сталкиваемся при оценке качества данных для двоичных сигналов слияния, — это сбои, которые представляют собой кратковременные (от секунд до минут) переходные процессы шума в данных. Некоторые сбои имеют известное происхождение, например рассеяние света , но иногда их происхождение остается загадкой. Глитчи иногда перекрываются с сигналом гравитационных волн, и в этих случаях мы можем выполнить вычитание глитчей , чтобы удалить их из данных, как показано на рисунке 2. Вычитание глитчей было важной частью нашего анализа сигнала первой двойной нейтронной звезды, GW170817.а в GWTC-3 7 событий из 35 требовали вычитания сбоев. Чтобы узнать больше о сбоях и помочь нам в нашем стремлении узнать о них больше, отправляйтесь в научный проект сообщества Gravity Spy .

ОБНАРУЖЕНИЕ ГРАВИТАЦИОННЫХ ВОЛН

На протяжении O3a и O3b мы выпустили публичные оповещения о первоначальных обнаружениях кандидатов на гравитационные волны. Быстрые оповещения общественности позволяют астрономическому сообществу искать сигналы мульти-мессенджера событий с использованием электромагнитных телескопов и нейтрино .детекторы. Публичные оповещения обычно выпускались в течение нескольких минут после обнаружения в O3b. Более поздний повторный анализ данных гравитационных волн может привести к тому, что некоторые события будут отозваны, а новые обнаружены. Окончательный анализ, представленный в GWTC-3, выигрывает от улучшений калибровки, качества данных и анализа данных всего цикла наблюдений, чтобы оценить, интересны кандидаты или нет. В O3b было сообщено о 39 публичных предупреждениях, 18 из которых выдержали повторный анализ и включены в GWTC-3 как кандидаты с более чем 50-процентной вероятностью быть реальными. Еще о 17 событиях впервые сообщается в анализе GWTC-3.

Мы используем два типа анализа для поиска кандидатов в гравитационные волны: поиск по шаблону и поиск по минимальному моделированию. При поиске по шаблону используется набор смоделированных компактных двоичных сигналов (или шаблонов), которые мы используем для фильтрации данных на предмет того, что соответствует форме шаблона и тому, как он меняется с течением времени. Минимально смоделированные поиски не ищут точный тип сигнала, но требуют, чтобы один и тот же сигнал появлялся в нескольких детекторах. Шаблонный подход обычно лучше подходит для выделения бинарных сигналов (поскольку мы знаем, как они должны выглядеть), но подход с минимальным моделированием гарантирует, что мы ничего не упустим из-за отсутствия правильного шаблона. Оценивая, может ли кандидат быть реальным сигналом, мы рассчитываем, насколько вероятно, что случайный шум может случайно выглядеть как сигнал кандидата.

В GWTC-3 мы перечисляем всех наших кандидатов, которые, по нашим оценкам, имеют не менее 50% шансов быть реальными, а не шумовыми. Эта оценка зависит не только от понимания шума в наших детекторах, но и от того, как часто наши детекторы должны наблюдать сигналы гравитационных волн. Поскольку мы только начинаем узнавать о популяции сливающихся компактных объектов, эти цифры могут быть неопределенными. Когда мы узнаем больше о населении, делая больше наблюдений в будущем, мы сможем вернуться, чтобы проверить кандидатов, в отношении которых мы в настоящее время менее уверены.

Кроме того, GWTC-3 включает в себя список более слабых сигналов, которые не превышают 50-процентную вероятность быть реальными. Как и в GWTC-2.1 , список под порогов для GWTC-3 включает любое событие-кандидат с частотой ложных срабатываний менее 2 в день. Есть 1048 подпороговых кандидатов, большинство из которых, как мы ожидаем, будут шумом; однако этот список может быть полезен, чтобы помочь астрономам идентифицировать потенциальные мультимессенджерные события.

НАЗВАНИЕ ГРАВИТАЦИОННОЙ ВОЛНЫ

Названия гравитационных волн представляют собой дату и время обнаружения сигналов в формате всемирного координированного времени (UTC) . Названия нескольких предыдущих событий включают только дату, но по мере повышения чувствительности детекторов мы можем обнаруживать более одного события в день. Итак, как и в случае с GWTC-2 и GWTC-2.1, теперь мы добавляем время к именам, чтобы их было легче различать. Например, GW200208_222617 наблюдался 8 февраля 2020 года в 22:26:17 по Гринвичу.

СВОЙСТВА НАШИХ ИСТОЧНИКОВ ГРАВИТАЦИОННЫХ ВОЛН

Наши наблюдения гравитационных волн содержат информацию о свойствах породивших их двойных систем. Свойства могут быть внутренними или внешними . Внутренние свойства описывают сам источник, например массы и вращения компактных объектов. Внешние свойства описывают, как мы наблюдали событие с Земли, и включают в себя расположение источника на небе, его расстояние от Земли и ориентацию плоскости, в которой два компактных объекта вращаются вокруг друг друга.

Мы изучаем свойства двоичных файлов через оценку параметров . Это статистический метод, при котором мы сравниваем множество возможных форм гравитационных волн (с разными свойствами) с данными наблюдений. Сравнение говорит нам, какие значения свойств источника согласуются с данными (при условии, что у нас есть реальный сигнал гравитационной волны). В наших результатах мы выбираем 90% достоверных интервалов из этих диапазонов, что означает, что мы на 90% уверены, что свойства двоичного файла лежат внутри этого диапазона.

Общая масса говорит нам, насколько тяжелой была бинарная система в целом. Массы измеряются в единицах массы Солнца M ⊙ . Отношение масс говорит нам, насколько асимметричными были массы двух слившихся компактных объектов. Отношение масс, близкое к 1, означает, что два компактных объекта имели одинаковую массу.

Изучение свойств популяции в целом помогает нам узнать, как формировались эти системы. Мы также можем использовать эти наблюдения, чтобы проверить общую теорию относительности Альберта Эйнштейна и даже измерить скорость, с которой расширяется Вселенная. Подборка ярких событий из O3b кратко изложена ниже.

ОСНОВНЫЕ МОМЕНТЫ GWTC-3

Основываясь на свойствах новых 35 событий, перечисленных GWTC-3, 32 из них, вероятно, представляют собой слияния двойных черных дыр, а три - возможные слияния нейтронных звезд и черных дыр. Мы считаем возможными кандидатами в нейтронные звезды компактные объекты, которые, вероятно, имеют массы менее 3 M ⊙ . Кандидатов в двойные нейтронные звезды в O3b обнаружено не было.

ОСНОВНЫЕ МОМЕНТЫ СЛИЯНИЯ НЕЙТРОННОЙ ЗВЕЗДЫ И ЧЕРНОЙ ДЫРЫ

Три возможных слияния нейтронной звезды и черной дыры:

• GW191219_163120 представляет собой слияние нейтронной звезды и черной дыры с чрезвычайно неравными массовыми компонентами. Черная дыра имеет массу около 31 M ⊙ , а нейтронная звезда — около 1,2 M ⊙ . Нейтронная звезда является одной из наименее массивных из когда-либо наблюдавшихся.
• GW200115_042309 — это явное слияние нейтронной звезды и черной дыры, о котором ранее сообщалось в его собственной статье . Мы оцениваем массу черной дыры примерно в 6 M ⊙ , а массу нейтронной звезды в 1,4 M ⊙ .
• GW200210_092254 — возможная двойная нейтронная звезда — черная дыра. Мы считаем более тяжелый объект уверенной черной дырой из-за его массы 24 M ⊙ . Однако более легкий объект имеет 2,8 M ⊙ , что может указывать либо на тяжелую нейтронную звезду, либо на легкую черную дыру. Это событие очень похоже на GW190814 O3a . Учитывая то, что мы знаем о нейтронных звездах, источником GW200210_092254, вероятно, является двойная черная дыра, но мы не можем быть в этом уверены.

Внимательные наблюдатели за гравитационными волнами могут заметить отсутствие GW200105_162426, о котором сообщалось вместе с GW200115_042309 в предыдущей публикации . Когда мы рассматриваем все события в O3b вместе, мы обнаруживаем, что вероятность того, что GW200105_162426 является реальным астрофизическим сигналом, составляет 36 %, что ниже 50-процентного порога для включения в каталог. Дополнительные сведения об этом см. в записи глоссария GW200105_162426 ниже. Несмотря на то, что он не преодолел порог GWTC-3, событие выделяется на фоне шумов, поэтому мы определенно считаем его интересным! Если GW200105_162426 реален, то его источником являются черная дыра с массой 9 M ⊙ и нейтронная звезда с массой 1,9 M ⊙ .

ОСНОВНЫЕ МОМЕНТЫ СЛИЯНИЯ БИНАРНЫХ ЧЕРНЫХ ДЫР

Вот несколько ярких моментов нашего слияния бинарных черных дыр:

• GW200220_061928, вероятно, является двойной черной дырой, которая имеет самую большую общую массу в O3b (но меньше, чем GW190521 и GW190426_190642 в O3a). Суммарная масса двух черных дыр составила 148 M ⊙ (87 M ⊙ и 61 M ⊙ для каждой черной дыры). Последняя черная дыра, образовавшаяся в результате слияния, имеет массу 141 M ⊙ , что превышает порог в 100 M ⊙ для классификации черной дыры промежуточной массы .
• GW191204_171526 — это слияние бинарных черных дыр, где мы можем быть уверены, что его эффективное спиральное вращение положительно. Эффективное инспиральное вращение является параметром, который удобно измерять по сигналу гравитационных волн. Положительное значение указывает на то, что по крайней мере одна из черных дыр вращается, и что в целом спины выровнены с направлением вращения орбиты. Эта информация о спине является ключевым ключом к пониманию того, как образовалась бинарная система. Первое наблюдение системы с положительным эффективным спиральным спином было GW151226 . Для GW191204_171526 массы двух сливающихся черных дыр составили около 12 M ⊙ и 8 M ⊙ , а итоговая масса черной дыры составила 19 M ⊙.
• GW191129_134029 имеет наименьшую общую массу событий O3b, которые, как мы уверены, являются двойными черными дырами. Их общая масса составляет около 17,5 M ⊙ (около 10,7 M ⊙ и 6,7 M ⊙ на каждую черную дыру). Черная дыра, образовавшаяся в результате слияния, имеет массу около 16,8 M ⊙ .
• GW191109_010717 — двойная черная дыра со значительной поддержкой отрицательного эффективного спирального вращения. Это указывает на то, что в целом спины черных дыр выровнены в направлении, противоположном орбитальному угловому моменту (это означает, что два компактных объекта могли вращаться в направлении, противоположном их орбитальному движению в двойной системе). Вероятность того, что его спин будет отрицательным, составляет 90%. Отрицательное эффективное инспиральное вращение, по-видимому, встречается реже среди наших обнаружений, чем положительное эффективное инспиральное вращение. GW191109_010717 также имеет один из самых массивных источников; около 65 M ⊙ и 47 M ⊙ на каждую черную дыру и около 107 M ⊙для последней черной дыры. Поскольку его масса близка к массе GW200220_061928, на графиках мы выделяем GW200225_060421, который является другим нашим кандидатом с хорошей вероятностью (около 85%) наличия отрицательного эффективного спина на вдохе.

ГЛЯДЯ В БУДУЩЕЕ

Сотрудничество LIGO и Virgo открыло вселенную, изобилующую источниками гравитационных волн. На сегодняшний день мы наблюдали 90 событий. GWTC-3 добавляет 35 событий, включая наших лучших кандидатов на слияния нейтронных звезд и черных дыр. По мере того, как мы продолжаем наблюдать за новыми событиями, мы будем узнавать все больше и больше об объектах, производящих их, и их свойствах как совокупности, и использовать их, чтобы продолжать проверять общую теорию относительности. Обнаружение большего количества событий также означает, что мы увеличиваем наши шансы увидеть более необычных членов этих популяций.

Детекторы LIGO и Virgo теперь отключены для доработок перед предстоящим четвертым запуском наблюдений, который в настоящее время должен начаться в 2022 году . Детектор KAGRA в Японии также присоединится к O4 в полном объеме. Добавление большего количества детекторов в сеть поможет улучшить то, насколько хорошо мы можем локализовать потенциальные источники.

Тем временем мы продолжаем анализировать наши данные, учиться на наблюдениях за компактными объектами, а также искать еще не открытые типы гравитационных волн, включая непрерывные гравитационные волны, стохастические гравитационные волны и, конечно же, сюрпризы!

ГЛОССАРИЙ

• Бинарная черная дыра : система, состоящая из двух черных дыр, находящихся на близкой орбите друг вокруг друга.
• Двойная нейтронная звезда : система, состоящая из двух нейтронных звезд, находящихся на близкой орбите друг вокруг друга.
• Черная дыра : область чрезвычайно искривленного пространства-времени, вызванная чрезвычайно компактной массой, где гравитация настолько сильна, что не позволяет чему-либо, включая свет, покинуть ее.
• Масса щебета : математическая комбинация масс для каждого компактного объекта в двоичном файле . Масса щебета диктует увеличение частотной характеристики гравитационного щебета для двойных систем с меньшей массой.
• Компактный объект : чрезвычайно плотный астрофизический объект, такой как черная дыра, нейтронная звезда или белый карлик .
• Эффективное вращение на вдохе : параметр, лучше всего измеряемый, кодирующий информацию о вращении в гравитационно-волновом сигнале. Он описывает, какая часть вращения каждой отдельной черной дыры вращается так же, как и орбитальное вращение (например, если вращение и орбита оба по часовой стрелке или против часовой стрелки).
• Частота ложных тревог : эта частота измеряет, как часто флуктуации шума детектора могут генерировать сигнал, аналогичный рассматриваемому событию-кандидату. Чем меньше эта частота ложных тревог, тем больше вероятность того, что событие-кандидат будет астрофизическим.
• Гравитационная волна : представление эволюции сигнала гравитационной волны во времени.
• GW200105_162426 : О возможном слиянии нейтронной звезды и черной дыры сообщалось ранее . Этот кандидат с вероятностью 36% является реальным астрофизическим сигналом. Это особенно сложный источник для анализа по двум причинам. Во-первых, это наблюдение LIGO Livingston с одного детектора. Во время события LIGO Hanford не собирал данные. Virgo собирала данные, но такого сигнала обнаружить не удалось. Событие, видимое в одном детекторе и невидимое в другом, не является неожиданным: оно зависит от относительной чувствительности приборов и от положения источника гравитационно-волнового сигнала на небе (аналогичная ситуация была для GW170817).). Всегда сложно оценить значимость сигнала, если есть данные только от одного детектора. Вторая причина заключается в том, что на данном этапе мало что известно о населении двойных систем нейтронная звезда-черная дыра, поскольку у нас не так много наблюдений за ними. Это затрудняет надежную классификацию слияний нейтронных звезд и черных дыр. По мере того, как мы будем наблюдать больше систем нейтронных звезд и черных дыр, мы узнаем больше об этих двойных системах и сможем вернуться, чтобы проверить таких кандидатов, как GW200105_162426.
• Рассеяние света : когда лазерный луч попадает на оптический компонент, небольшая его часть может рассеиваться (отражаться под случайным углом). Рассеянный свет может отражаться от других поверхностей и возвращаться обратно в лазерный луч детектора, вызывая помехи рассеянного света. Для получения дополнительной информации об этих и других сбоях взгляните на Gravity Spy .
• M ⊙ (солнечная масса) : масса Солнца (около 2x10 30 кг). Солнечная масса - обычная единица для представления масс в астрономии.
• Mass Ratio : Отношение массы более легкого компактного объекта к массе более тяжелого компактного объекта.
• Медиана : значение точно в середине распределения, так что половина других значений лежит выше, а половина ниже медианы.
• Мегапарсек : единица измерения расстояния. Один мегапарсек (1 Мпк) составляет около 3,26 миллиона световых лет.
• Нейтронная звезда : реликт массивной звезды. Когда массивная звезда израсходует свое ядерное топливо, она погибнет катастрофическим образом — взорвется сверхновая, что может привести к образованию нейтронной звезды: объекта настолько массивного и плотного (хотя и не такого сильного, как черная дыра), что атомы не могут поддерживать их структуру, как мы обычно воспринимаем их на Земле. Эти звезды примерно такие же массивные, как наше Солнце, но имеют радиус около десяти километров.
• Двойная система «Нейтронная звезда-черная дыра »: система, состоящая из одной черной дыры и одной нейтронной звезды на близкой орбите друг вокруг друга.
• Прогон наблюдений : период времени, в течение которого детекторы гравитационных волн собирают данные для астрофизических наблюдений.
• Оценка параметров : Статистический метод, используемый для определения астрофизических параметров, соответствующих сигналу гравитационной волны.
• Вероятность того, что он астрофизический : количественно определяет вероятность того, что сигнал является настоящей гравитационной волной. Это зависит как от того, насколько громким является сигнал по сравнению с фоновым шумом, так и от нашего понимания населения, к которому принадлежит источник. Наличие большого количества наблюдений двойных черных дыр помогает нам понять популяцию двойных черных дыр и помогает нам вычислить вероятность того, что сигналы-кандидаты этого типа будут астрофизическими. Поскольку у нас меньше наблюдений за слияниями нейтронных звезд и черных дыр, эту величину сложнее вычислить, и нам, возможно, придется пересмотреть текущие оценки, как только у нас будет больше наблюдений и мы узнаем больше о населении.
• Вращение : скорость и направление вращения (то есть угловой момент) черной дыры вокруг ее центра масс.
• Общая масса : сумма масс двух компактных объектов в бинарной системе.