¿Son las masas de la fusión de agujeros negros correlacionados?

Question

LIGO/VIRGO recientemente publicado los datos en la observación de "ondas gravitacionales transitorios", en su mayoría BH-BH fusiones. Los datos se incluye una parcela de la primaria y secundaria de la masa (la principal masa se define como el más grande) de cada evento observado. Parece ser que hay una clara correlación entre estas dos cantidades:

Me pregunto si esto viene de un sesgo de detección (he. e. las fusiones con otros similares masas son más fáciles de detectar, por lo tanto podemos observar más) o si se trata de una correlación en el real binario compacto fusiones. En el último caso, ¿hay algún conocido explicación?

EDIT: UNA rápida regresión lineal (sin tomar en cuenta las barras de error) da $r \approx 0.97$. Sin embargo, esto también ignora que el que la masa es la principal y cuál es el secundario es arbitraria (por lo que probablemente el diagrama debe ser simétrico con respecto a la diagonal).

EDIT: El documento que acompaña a la publicación de los datos (arXiv:1811.12907) ha parcelas de la estimación de masas (mostrando la correlación entre los errores de primaria y secundaria de masas que faltan de la parcela de arriba) en la página 14 y los coeficientes estimados de las masas en la página 14.

Answer 1

Creo que esto podría explicarse en gran medida como un efecto selección.

Algunas aproximaciones analíticas para la estimación de la relación señal-a-ruido (SNR) de las detecciones son presentados por Flanagan Y Hughes (1997). Ellos muestran que la SNR de la detección de un movimiento en órbita espiral depende de la amplitud de la tensión $h$, donde $h$ (ver ecuación 1) está dada por $$ h = \propto \mu M^{2/3} \nu^{2/3} r^{-1},$$ donde $\mu$ es la reducción de la masa, $M$ es la masa total, $\nu$ es la frecuencia de la fuente y $r$ es la distancia a la fuente.

Podemos expresar la reducción de la masa como $M f(1-f)$, donde la masa de binario componente 1 $fM$ y la masa de la otra componente es $(1-f)M$.

Manteniendo $M$ y las otras cantidades constante (tenga en cuenta que durante el movimiento en órbita espiral, $\nu$ aumenta, por lo que todos los binarios ir a través de la misma banda de frecuencia, a menos que se funden), entonces podemos ver que $h$ se maximiza si $f = 0.5$ y que tenemos la misma masa de sistema binario.

Flanagan & Hughes hacer más cuidadoso trabajo muestran que a una determinada distancia de la SNR durante la fase de movimiento en órbita espiral se reduce por un factor de $(4 \mu/M)^{1/2}$ para la desigualdad de la masa binarios y por un factor de sólo $4 \mu/M$ cuando se considera el ringdown fase de un agujero negro de la fusión. Esto significa que para un determinado SNR umbral, los volúmenes de espacio muestreados son disminuidos por los mismos factores en cubos.

Por ejemplo, si tomamos un binario con $M_2 = 0.5M_1$, a continuación, $\mu= 2M/9$ y el volumen de espacio muestreados disminuye por 0.83 (movimiento en órbita espiral) o 0.7 (ringdown), por lo que una reducción modesta, pero si $M_2 = 0.1M_1$ entonces $\mu = 0.08M$ y los factores de reducción son 0.19 (movimiento en órbita espiral) y 0,04 (ringdown).

Por lo tanto, existe una gran eficiencia en la detección de sesgo en contra de la búsqueda de muy desigual de la masa de los sistemas binarios, pero sólo una modesta reducción de las cosas dentro de un factor de dos o así.