¿Cómo estimaríamos, con anticipación, "las posibilidades" de que LIGO detecte agujeros negros colisionando en el período que ha estado operando? [duplicar]

El razonamiento simple en la respuesta de Mikael tiene sentido. LIGO detectó 1 evento fuerte y 1 débil en 16 días de datos coincidentes (1 mes calendario de tomar datos al 50 % del ciclo de trabajo), por lo que 1 evento/mes debería ser del orden correcto de magnitud.

Tenga en cuenta que esta no es la tasa de todos los eventos GW en el universo, sino solo los observables con la sensibilidad actual de LIGO. La distancia observable escala con la sensibilidad, y la tasa observable con el volumen observable, que va con el cubo de la distancia. Esto significa que mejorar la sensibilidad en un factor 2 aumentará la tasa detectable en un factor 8. Se espera que el LIGO actual aumente su sensibilidad en un factor 3 ajustando el instrumento en los próximos años, por lo que esto debería convertirse en varios eventos / semana. Las nuevas instalaciones futuras podrían aumentar esto por otro factor significativo, ¡emocionante!

Puede encontrar una estimación antigua (2010) de la tasa detectable basada en modelos astrofísicos aquí . Debido a una gran incertidumbre en los modelos, hay alrededor de 2 órdenes de magnitud entre las tasas pesimistas y optimistas. Una tasa actualizada dada la detección de los primeros 1 o 2 eventos está aquí . Creo que esto es ligeramente mejor que la tasa predicha para los agujeros negros binarios, pero todavía tenemos que observar las primeras estrellas de neutrones binarias. Hacer estadísticas con solo 1 o 2 eventos obviamente genera grandes incertidumbres, pero debería ubicarlo en el orden de magnitud correcto. Esto debería mejorar mucho después de que se hayan detectado los primeros ~10 eventos.

Esta será una respuesta de regla general, así que tómela con pinzas.

Si tomó tiempo LIGO$T$para encontrar su primera señal de fusión de agujeros negros. Lo más probable es que la próxima señal llegue aproximadamente a la hora$T$después de la primera.

Este cálculo asume que las señales no están correlacionadas (probablemente) y están distribuidas por veneno, ya que son eventos discretos sin memoria de otros eventos.

Hay una gran cantidad de factores aquí. Puede dividirlos en las propiedades intrínsecas de las fuentes, la geometría de la situación y la sensibilidad del detector.

El primero de ellos consiste en realizar una estimación de la densidad de fuentes potenciales de GW en función de sus masas, separación y distancia de nosotros. Esto requiere modelos para la formación de agujeros negros y binarios de agujeros negros en función de la masa. Esto, a su vez, implica suposiciones y modelos sobre las tasas de natalidad de las estrellas masivas, su binaridad y sus tasas de pérdida de masa. También debe asumir algo sobre la densidad de las galaxias formadoras de estrellas.

Antes del anuncio de GW, se esperaba que la tasa de fusiones masivas de BH fuera de 0,1 a alrededor de 1000 Gpc$^{-3}$año$^{-1}$( Abadie et al. 2010 ).

Esta tasa se puede utilizar para estimar una tasa de detección. Esto se analiza ampliamente en los documentos de descubrimiento de LIGO (por ejemplo, Abbott et al. 2016a ) y tiene en cuenta la dirección aleatoria asumida y la inclinación orbital de los eventos, la sensibilidad de tensión intrínseca del instrumento y un modelo cosmológico para relacionar la distancia con el movimiento conjunto. volumen. Esto da como resultado un volumen de detección efectivo que se puede multiplicar por una tasa teórica para obtener una tasa de detección estimada. Mirando únicamente los problemas de geometría que mencionó, parece que la dirección y orientación aleatorias de un binario significa que el volumen efectivoen el que podría ocurrir una detección, se reduce en un orden de magnitud sobre la distancia límite a la que LIGO es sensible si la geometría es óptima (es decir, de frente y por encima de la cabeza). De hecho, Abadie et al. (2010) sugieren que el factor geométrico es$2.26^{3} = 11.5$

El volumen efectivo depende de las masas de los agujeros negros, porque la tensión GW depende en gran medida de la masa para una distancia dada. Es alrededor de 0.1 Gpc$^3$para fusionar 10 agujeros negros de masa solar y alrededor de 1,5 Gpc$^3$para agujeros negros de 30 masas solares (ver Fig.4, panel derecho de Abbott et al. 2016a ).

Si asumimos los eventos 0.1-1000 Gpc$^{-3}$año$^{-1}$cifra referida a 10 fusiones de BH de masa solar (los BH más grandes deberían ser mucho más raros), llegamos a una tasa anual anticipada de$10^{-2}$a 100 eventos detectados. La única detección de LIGO en 16 días de datos hace que los extremos alto y bajo de este rango sean extremadamente improbables - Abbott et al. (2006b) estiman una tasa de 2-400 Gpc$^{-3}$año$^{-1}$.

También vale la pena señalar que aLIGO será aproximadamente dos veces más sensible en los próximos años, lo que significa que tomará muestras de aproximadamente 8 veces el volumen.