Mi pregunta es una versión más detallada de la que se encuentra aquí , que obtuvo buena información, pero la pregunta nunca fue realmente respondida.
En la tabla 4 de un documento de 2010, vemos que la tasa estimada de fusiones BH-BH osciló entre a . esto corresponde a a . Escriben:
Para las inspirales BH–BH, se suponen distancias al horizonte de ...2187 Mpc. Estas distancias corresponden a una elección de ... 10M para masa BH.
En el panel izquierdo de la figura 4 que se encuentra en este artículo de LIGO de 2016, hay un gráfico de la masa de BH frente a la distancia del horizonte. Para los niveles de sensibilidad de 2015-2016 y una masa de 10 M, la distancia al horizonte es de 300 Mpc. Así que tenemos que multiplicar los números anteriores por . Esto da un rango de a fusiones detectables por año, dadas las suposiciones previas de que una señal típica provendría de agujeros negros con ~10 masas solares. Además, en el documento de descubrimiento encontramos:
Presentamos el análisis de 16 días de observaciones coincidentes entre los dos detectores LIGO del 12 de septiembre al 20 de octubre de 2015.
Por lo tanto, la duración del experimento fue años. Esto da una tasa esperada que va desde a fusiones durante el experimento. Por lo que puedo decir, esto puede tomarse como un límite superior, ya que no todos estos eventos serán realmente detectados (debido a una ubicación no óptima, ruido coincidente, etc.).
¿Hay otros factores a tener en cuenta?
Creo que hay algunos problemas.
La figura 4 a la que te refieres tiene la masa total del sistema en el eje x inferior. Entonces, la distancia del horizonte para la fusión de dos BH de 10 masas solares parece ser de 800 Mpc. Eso aumenta su tasa de ingenuidad por un factor de 20.
En el gráfico de la derecha de la misma figura 4, se ve que los autores dicen que el volumen efectivo para una fusión de dos agujeros negros de 10 masas solares es 0,1 Gpc. .
Entonces podemos comparar esto con el volumen ingenuo de gpc .
Por lo tanto, dicen que detectan unas 20 veces menos fusiones de lo que sugeriría su forma de calcularlo, cancelando irónicamente con el error anterior y, por lo tanto, sugiriendo que sus cifras principales son aproximadamente correctas.
Surgen dos puntos interesantes. Primero, la estimación ingenua del volumen en el que se puede realizar una detección es demasiado grande. La razón de esto se explica en el apéndice del documento. Las curvas del panel de la izquierda son para un binario de igual masa, arriba con una órbita de frente . Todas las demás geometrías darán como resultado una señal más débil por factores de unos pocos. Como la amplitud de la señal se escala como 1/distancia, esto significa una distancia al horizonte más corta por factores de unos pocos. El volumen entonces va como el cubo de este. Como se explica en el apéndice, las curvas de la gráfica de la derecha se produjeron integrando direcciones y orientaciones aleatorias.
En segundo lugar, la cifra principal de su cálculo resulta ser correcta (debido a dos errores de cancelación) y sugiere que la detección de una fusión de 10 BH de masa solar era poco probable en 16 días de datos. Sin embargo, la dependencia de la masa es grande: la amplitud de GW es como . La fuente detectada tenía una masa total de 60 masas solares y podría haber sido vista (panel derecho de la Fig. 4) en un volumen efectivo 20 veces mayor que para un sistema de 20 masas solares.
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