GW190521は巨大な発見です。これは、2つのブラックホールが合体して1つを形成する重力波信号です140 M_ \ odot（太陽の質量は1 M_ \ odot）。それは私たちが重力波で発見した最大のブラックホールです。中間質量ブラックホールの最初の決定的な発見です。また、そのソースがどのように形成されるかは謎なので、パズルでもあります…
ブラックホールの大きさはどれくらいですか。
十分に圧迫された場合、何でもブラックホールになる可能性があります[ ボーナスノート ]：（ライアンエアーフライトをするときのように）十分なものを小さな十分なスペースに詰める必要があります。実際には、ほとんどのものは、ブラックホールにならないように、押しつぶさないように押し戻すのに十分な剛性があります。あなたが間のどこかにおよそ星のコアを取得するときだけだ2.1 M_ \ odotと3 M_odotその重力がブラックホール[まで物事を崩壊するために十分に強いとなっボーナスノート ]。このしきい値を超えると、任意のサイズのブラックホールが発生する可能性がありますか？
最大のブラックホールは銀河の中心にあります。これらは、太陽の質量が数十万から数百億になる可能性があります。私たちの天の川には、やや適度な4 \ times 10 ^ 6 M_ \ odotブラックホールがあります。これらの巨大な（または超巨大な）ブラックホールはどの星よりもはるかに大きい。エルビスですら。したがって、崩壊する星から形成することはできなかったでしょう。それで、彼らはどのように形成されましたか？真実は私たちにはわからないということです。小さなブラックホールから始めて、それらをフィードアップしたり、それらを結合したり、または両方の混合をしたりすることが可能です。これらの最初のシードブラックホールは、星、または崩壊ガスの巨大な雲（10,000 M_ \ odotブラックホールを形成する可能性がある）から形成された可能性があります。いずれにせよ、これらのブラックホールを作成したメカニズムは、すぐに機能する必要があります。クエーサーの観測、宇宙がほんの10億年前に巨大なブラックホールがあること。大規模なブラックホールがどのように形成されるかを理解するには、その種を発見する必要があります。
Event Horizon TelescopeのM87 *の画像
イベントホライズン望遠鏡の電波観測から再構築されたブラックホールの影。ブラックホールはM87の中心にあり、およそ6.5 \ times 10 ^ 9 M_ \ odotです。クレジット：Event Horizon Team
恒星質量のブラックホールと巨大質量のブラックホールの間には、中間質量のブラックホールがあります。これらは通常、100 M_odotとの間の質量を持つものとして定義され100,000 M_ \ odotます。大規模なブラックホールは、これらの小さなブラックホールから成長するはずです。ただし、ブラックホールスペクトルのミッシングリンクであるということはありません。怪しい星を動かすと超高輝度X線源、または球状星団が、これらのどれもありません：そこ候補である岩固体、および別の方法を説明することができませんでした。GW190521はこれを変更します。142 ^ {+ 28} _ {-16} M_ \ odot合併での残党は、疑いなく中間質量のブラックホールです。
この発見は、中間質量のブラックホールが小さなブラックホールの合併から形成される可能性があることを示しています。しかし、これはまだ巨大なブラックホールがどのように成長するかという謎を解決していません。そのためには、より大きな中間質量のブラックホールの観測が必要です。探し続けます。
GW190521について私がもっとワクワクするのは、融合した2つのブラックホールの質量です。私たちの分析では、これらの85 ^ {+ 21} _ {-14} M_ \ odotとが得られ66 ^ {+ 17} _ {-18} M_ \ odotます。大きなブラックホールの質量は説明が非常に困難です。
GW190521のバイナリブラックホールの質量
バイナリの2つの成分の推定質量m_1 \ geq m_2。結果をいくつかの異なる波形モデルで示し、最良の結果として数値相対性代理（NRSur PHM）を使用します。2次元は、90％の確率の等高線を示します。1次元の点線は、対称の90％信頼できる区間をプロットします。GW190521インプリケーションペーパーの図1の一部。
星からブラックホールを形成する場合、その質量は親の星の質量に依存します。より大きな星は一般に大きなブラックホールを形成しますが、星の内部で行われるすべての物理学のため、単純な関係ではありません。重い星の運命を決定する上で重要な現象の1つは、ペアの不安定性です。星のコアが非常に熱くなると（\ sim 3 \ times 10 ^ 9〜\ mathrm {K}ピザの最初の一口のモゼルラの温度よりわずかに低くなります）（これまでによく知っているはずですが）、光の光子（ガンマ線）がコアの内部で跳ね返ります電子と陽電子のペアを生成するのに十分なエネルギーになる[ ボーナスノート ]。星の場合、これはいくつかの問題を引き起こします。その核心は、主に放射圧によって支えられています。光子が電子と陽電子に変換されるときに光子が消え始めると、周囲にそれほど多くの放射線がなく、星が崩壊し始めます。それが崩壊すると、爆発的な核反応が引き起こされます。ペアの不安定性は、約ヘリウムのコアを持つ星に始まり30 M_ \ odotます。コアが間にある場合には30 M_ \ odot約65 M_ \ odot、星はおそらく繰り返し、その外側の層をオフに爆破されますペア不安定崩壊や爆発のサイクルを何回も。これにより、予想外のブラックホールが発生します。65 M_ \ odotとの間のヘリウムコアの135 M_ \ odot場合、爆発によって星が完全に破壊され、何も残されません。これらの星はブラックホールに陥ることはなく、これによりギャップが残ります、の間のどこかに開始すると予測45 M_ \ odotして55 M_ \ odot。
質量の異なる星の残骸
M_ \ mathrm {rem}異なる初期（ゼロ年齢のメインシーケンス）恒星質量に対する残骸（白い矮星、中性子星またはブラックホール）質量M_ \ mathrm {ZAMS}。これは単一の星のためだけのもので、連星で起こり得る複雑なことはすべて無視されます。異なる色の線は異なる金属性を示しますZ（金属性の高い星は恒星風により多くの質量を失います）。2つのパネルは、2つの異なる超新星モデル用です。灰色のバーは、潜在的な質量ギャップを示します。下部コア崩壊質量ギャップ（Rapidモデルでのみ予測）と上部ペア不安定性質量ギャップ。中央の目盛りは、バイナリの総質量によって色分けされた、さまざまな主張されている重力波源M_ \ mathrm {tot}です。Zevin らの図1 。（2020）。
より大きなGW190521のブラックホールは、予想されるペア不安定性の質量ギャップに正直に位置しています。どのように私たちはそのようなシステムを形成することができますか？
すべての詳細を掘り下げるために、GW190521 に関する2つの論文をまとめました。システムの質量が大きいと、天体物理学を理解するだけでなく、データ分析にも課題が生じます。以下に、私たちが発見したことを説明します。
シグナル
Numerical simulation of a heavy black-hole merger (GW190521)
GW190521は、データを取得してから約20秒後にオンライン検索で最初に特定されました。私たちの3つの検出器はすべてオンラインで、当時は観測を行っていました。高質量システムを示す信号の短いビープ音でした。短い信号は、いくつかのタイプのグリッチと簡単に混同される可能性があるため、常に疑わしくなります。信号は複数の検索アルゴリズムによってピックアップされました。これらはすべて、わずかに異なる方法でノイズのバックグラウンドを推定するため、通常は良い兆候です。ただし、推定誤警報率は数年に1回だけでした。これはそれほど印象的ではありません。データを収集するにつれて、物事が変化する可能性がある範囲です。すぐに、信号のチェックが始まりました。検出器を監視する多くの方法があり、専門家はこれらを実行し始めました。ハンフォードのマイクは、ヘリコプターのオーバーヘッドは数分後ですが、それは信号に関連するには時間的に遠すぎます。最初のチェックはすべて問題なく見えたため、候補検出S190521gを共有しても安全であると確信しました。
GW190521の視覚化
GW190521の視覚化。上部のパネルには、テンプレートなしの検出アルゴリズムcWB、BayesWave（正弦-ガウスウェーブレットから信号を再構築）、およびパラメーター推定コードLALInference（バイナリブラックホール波形を使用）からの白色化データと再構築波形が表示されます。下のパネルは時間周波数プロットを示しています。信号はLIGO Livingstonで最も大きく、Virgoではほとんど目立たないため、各プロットには異なるスケールがあります。信号が非常に短いため、通常のバイナリ合体のチャープははっきりとはわかりません。GW190521ディスカバリーペーパーの図1。
最初のチェックが完了したと聞いて、私はベッドに行きました。バイナリの質量の初期推定値は、検索パイプライン、具体的には、信号テンプレートをデータに一致させるパイプラインから得られます。質量が大きい場合、検索テンプレートバンクには多くのテンプレートがないため、最適なテンプレートは真の値からかなり離れている可能性があります。適切なパラメータ推定分析を完了した後で初めて、質量とその不確実性についての良い考えが得られました。これらの結果が出たとき、ペア不安定性の質量ギャップの真ん中に何かが横たわっている可能性があることがわかりました。つまり、信号が本物である場合です。
信号の最初のチェックでは疑わしいものは何も示されていませんが、オフラインチェックは常に行われています。GW190521については、理解するために少し掘り下げたいくつかの質問がありました。
まず、信号のピークは約60 Hzです。これは米国の主電源周波数でもあるため、これによって引き起こされるノイズによって信号が汚染されているという懸念がありました（これは明らかに衝撃的です）。主電源からノイズを取り除いて、さまざまな注意深い調査が行われました。結局のところ、これは結果にほとんど影響を与えないことがわかり、これは素晴らしいことです。
次に、信号の形状に懸念がありました。私たちのテンプレートベースの検索アルゴリズムは、常に信号がテンプレートにどれだけよく一致しているかを調べます：ある周波数範囲で本当に良い一致が得られ、別の周波数範囲では得られない場合、それは真の信号ではなくランダムノイズがあることを示しています。この整合性テストは、統計にまとめられます。統計は、すべてが正常である場合は約1であり、物が合わない場合はより大きくなります。以下のためのPyCBCアルゴリズムでは、Livingstonデータの値は約3でした。信号はLivingstonで最も大きかったため、これがアラームの原因でしたか？1つの説明としては、検索で使用されるテンプレートにスピン歳差運動の効果が含まれていないため、テンプレートが適切ではなかったことが考えられます。したがって、スピンの歳差運動が重要な信号がある場合、適合性が悪いと予想されます。歳差を含むテンプレートで整合性をチェックすると、整合性が向上しました。ただし、GstLALアルゴリズムも歳差なしでテンプレートを使用し、その一貫性テストは問題なく見えました。したがって、それは歳差運動ではあり得ません。重要なのは、PyCBCのテンプレートバンクの関連領域にテンプレートが非常に少ないことです。（GstLALはより適切にカバーされていました）。したがって、適切なフィッティングテンプレートを見つけるのは困難です。GstLALバンクからPyCBC検索に最適なテンプレートを追加すると、それも最適なテンプレートとして選択され、整合性チェック統計は1.7になります（完璧ではありませんが、疑わしいものではありません）。これは、期待するものだけを見つけることに限定するのではなく、過去に発見したもの以外のものを検索する可能性を含める必要があることの重要性を強調していると思います。
最後に、異なる検索アルゴリズムによって報告された有意差がありました。テンプレートベースの検索に加えて、異なる検出器からのデータの一貫性を使用して信号を見つける代わりに、テンプレートなしのより一般的な信号を探す検索もあります[ ボーナスノート ]。有名なことに、私たちの非テンプレートアルゴリズム コヒーレントWaveBurst（cWB）がGW150914を最初に検出しました（他のアルゴリズムは、その時点では稼働していませんでした）。通常、テンプレートの検索は、何を探しているのかを知っているので、よりうまくいくはずです。これは今のところほとんどの場合当てはまります。例外はGW170729でした、これまでで最も大規模で最も重要性の低い検出。一般に、ノイズのバックグラウンドをどのように特徴づけるかがより重要であるため、検索では静かな信号についてはあまり意見が一致しないと予想されます（GW190521の場合はそれほど問題ではありません）。また、一致するテンプレートがあまりなく、cWBで使用されるコヒーレンスチェックが特に便利な場合、非常に短い信号ではテンプレート検索の利点が失われることも予想されます。GW190521は、cWBによって最大の意義で再び発見されました。最後の検索では（3回目の観測の最初の6か月のすべてのデータを使用して）、cWBは4900年に1回の誤警報率を与えます（かなり悪いです。少なくともビスケットの用語ではJammie Wagon Wheel）、GstLALは829年に1回（素敵なフルーツクリームのカップル）ビスケット）、そしてPyCBCは0.94年に1回を与えます（まったく刺激的ではありません— 最高のアイスジェム）。違いを疑うべきでしょうか？おそらく、実際のソースはテンプレートで想定されている準円バイナリ[ ボーナスノート ]ではないため、cWBが信号の余分なものを拾う可能性があります。検索テンプレートには、スピン歳差運動の効果や高次の多極子モーメントなどの一部の機能がないことがわかっています。これらの追加の物理ビットを含むシミュレートされた信号を見つけるために検索アルゴリズムがどのように対処するかを見ると、cWBとGstLALの間で同様の不一致が約8％の時間で発生し、cWBとPyCBCでは約3％の時間で発生することがわかります。それは私が行かせるために十分ですうーん、しかし完全に新しいタイプの信号を検出したことを私に納得させるには十分ではありません。それは準循環バイナリからのものではありません。
私たちの分析からの結論は、GW190521は見栄えの良い重力波信号であるということです。それは本当に短いですが、それは本当の検出であると確信しています。ただし、ソースが準円バイナリであるとは言えません。それが最もありそうな説明であり、私たちが見たものと一致していますが、潜在的に唯一の説明ではありません。
準円連星以外にも重力波の発生源があります。最もよく知られているのは、超新星爆発でしょう。GW190521は確かにこれらの1つではありません。一つには、信号がはるかに長く、より複雑であり、もう一つには、私たち自身の銀河内の超新星しか実際に検出できず、おそらくそれが起こっていることに気づいたでしょう。信号の素敵な短いビープ音を生成する可能性のある別の仮説的な検索は、宇宙のひもでしょう。宇宙の弦に沿った振動や波紋は重力波を発生させる可能性があり、宇宙の弦が存在するかどうかはわかりませんが、これらの信号がどのように見えるかについてのテンプレートがあります。これらを使用して、準ストリングバイナリテンプレートと比較して、宇宙ストリング信号によってデータがどの程度適切に記述されているかを比較できます。バイナリ信号を支持するベイズ係数が見つかる10 ^ {30}ので、おそらく宇宙ストリングではありません。最後に、あなたはおそらく私が準円形の [ ボーナスノート ]をたくさん書いていることに気づいたでしょう。その理由の1つは、それがクールな言葉（スクラブルで25ポイント）であるだけでなく、偏心バイナリが存在する可能性があるためです。これらはモデル化が難しいため、適切なテンプレートは多くありませんが、信号が短いと、偏心がスピン歳差運動と混同される可能性があります。これは距離を過大評価し、大衆を過小評価することにつながります。偏心バイナリは、準円形バイナリの最も可能性の高い代替手段ですが、ほとんどありません。インスパイラル中に偏心性が失われるため、偏心性をポンピングするために何かが必要になります。これは、マージに非常に近いバイナリでは困難です。私は賭けでしょうオレオを quasicircularバイナリされているソースに。
ソースのプロパティ
準循環バイナリの仮定に固執する場合、ソースについて何を知ることができますか？我々はすでにの部品質量をカバーしているm_1 = 85 ^ {+ 21} _ {-14} M_ \ odotとm_2 = 66 ^ {+ 17} _ {-18} M_ \ odot、合併の残骸があることM_ \ mathrm {f} = 142 ^ {+ 28} _ {-16} M_ \ odot。以下のプロットは、最終質量とスピンを示しています\ chi_ \ mathrm {f} = 0.72 ^ {+ 0.09} _ {-0.12}。ほぼ等しい質量のバイナリの合併によって形成されたブラックホールの場合、最終的な回転はおよそであると予想され0.7ます。
最終的なブラックホールの質量とスピン
最終的なブラックホールの推定質量M_ \ mathrm {f}とスピン\ chi_ \ mathrm {f}。結果をいくつかの異なる波形モデルで示し、最良の結果として数値相対性代理（NRSur PHM）を使用します。2次元は、90％の確率の等高線を示します。1次元の点線は、対称の90％信頼できる区間をプロットします。質量は、中間質量のブラックホールと見なされる従来の下限を安全に超えています。GW190521インプリケーションペーパーの図3。
信号の最後の部分であるリングダウンから最終スピンの推定値を取得することもできます。ブラックホールは、午後6時以降の私のように、最終状態に落ち着くところです。リングダウンを使用することの利点は、バイナリが準円形であると想定する必要がないことです。これは、最後に形成されるブラックホールにのみ注意を払うためです。欠点は、距離の推定値が得られないため、赤方偏移した最終質量のみを測定すること（1 + z）M_ \ mathrm {f}です。リングダウンを見ると、さまざまな開始時間でさまざまな高次の多極モーメントを含めてリングダウンモデルを試すと、一貫したすばらしい結果が得られ、すべてが準円テンプレートを使用した信号全体の分析に同意します。
GW190521のリングダウンから測定された最終的なブラックホールの質量とスピン
最終的なブラックホールの赤方偏移質量（1 + z）M_ \ mathrm {f}とスピンの推定\ chi_ \ mathrm {f}。標準的な分析に使用するいくつかの異なるインスパイラルマージリングダウン波形モデルとリングダウンのみの波形の結果を示します。彼らはうまく同意します。2次元は、90％の確率の等高線を示します。1次元の点線は、対称の90％信頼できる区間をプロットします。質量は、中間質量のブラックホールと見なされる従来の下限を安全に超えています。GW190521インプリケーションペーパーの図9の一部。
リングダウンをまったく測定できないことは成果です。高質量システムからの大きな信号に対してのみ可能です。質量とスピンの推定値の一貫性は、準円解析のチェックだけではありません。それよりもはるかに強力です。リングダウン測定は、最終的なオブジェクトのブラックホールの性質のテストです。これまでのところ、すべて予想どおりです。将来はもっと大きな信号のためにこれを本当にやりたいです。
最初のバイナリに戻って、最初のブラックホールのスピンについて何が言えるでしょうか。そのような短い波形から情報を抽出することは難しいので、それほど多くはありません。
軌道角運動量と整列したスピン成分は、インスパイラルからの遷移に影響を与え、最終的なスピンに小さな影響を与えます。質量重み付けされた有効なインスパイラルスピンパラメーター で、スピンの整列されたコンポーネントを定量化することがよくあります\ chi_ \ mathrm {eff}。これは-1、両方のスピンが最大で軌道角運動量と反1整列している状態から、両方のスピンが最大で軌道角運動量と整列している状態までです。\ chi_ \ mathrm {eff} = 0.08 ^ {+ 0.27} _ {-0.36}スピンがないことと一致して、スピンが互いにまたは軌道面で反整列していることがわかります。結果は想定される事前分布の影響を強く受けます。信号からはあまり学習していません。
軌道面でのスピンの成分（軌道角運動量に垂直）は、スピン歳差運動の量を制御します。私たちはしばしば\ chi_ \ mathrm {p}、0面内スピンがない場合から1最大歳差までの有効歳差スピンパラメータを使用してこれを定量化します。歳差運動は通常、インスピレーション信号の変調に現れるため、短い信号からそれをうまく測定することは期待できません。ただし、それは合併前後の信号の振幅にも影響を与える可能性があり、ここでは少し大きい情報が得られるように少し情報を得ているようです\ chi_ \ mathrm {p}。が見つかりまし\ chi_ \ mathrm {p} = 0.68 ^ {+ 0.28} _ {-0.34}たが、全範囲にわたってサポートがあります。
GW190521の効果的なインスパイラルスピンと効果的な歳差スピン
推定される効果的なインスパイラルスピン\ chi_ \ mathrm {eff}と効果的な歳差スピン\ chi_ \ mathrm {p}。結果をいくつかの異なる波形モデルで示し、最良の結果として数値相対性代理（NRSur PHM）を使用します。2次元は、90％の確率の等高線を示します。1次元の点線は、対称の90％信頼できる区間をプロットします。また、1次元プロットで事前分布を示します。GW190521インプリケーションペーパーの図1の一部。
スピン全体を見ると、整列されたスピンと面内スピンのサポートがないことは、整列されていないスピンを好むことを意味します。バイナリとして一緒に住んでいた2つの星については、これは期待できませんが、動的に形成されたバイナリではあり得ないことではありません。動的なフォーメーションは私にはもっともらしいようですが、スピン測定はあまり具体的ではないので、あまり多くを除外することはできません[ ボーナスノート ]。
最後に、ソースまでの距離を見てみましょう。私たちの分析では、光度距離はD_ \ mathrm {L} 5.3 ^ {+ 2.4} _ {-2.6}〜\ mathrm {Gpc}です。これは、これまでに発見された中で最も遠い重力波の発生源[ ボーナスノート ]の良好な候補です。実際には十分に遠いので、ソースがのように均一に分布しているという標準的な近似を再考したいと思うかもしれませんD_ \ mathrm {L} ^ 2。進化していない宇宙にソースが均一に分布している場合、これは問題ありませんが、残念ながら私たちはそのようなものに住んでいません。宇宙の拡大と、内部の銀河と星の進化を考慮する必要があります。それ。3回目の観察の実行の最初の部分からの検出のカタログを提示するときに、これをもう一度見ていきます。
天体物理学
上部質量ギャップの調査
上部質量ギャップの位置はかなりよく決定されています。入力物理にはさまざまな不確実性があります。たとえば、炭素を酸素に燃焼させるための核反応率、星内部の対流の処理、または星が急速に回転してカットオフが変わる可能性があります。誰もがこれらすべてを一緒に変化させることを試みたことがありませんが、個々にあなたは55 M_ \ odotあなたのブラックホールのために約上回ることはできません。新しいタイプの粒子（暗黒物質の候補の1つであるアキシオンなど、およびおそらく10代の少年がひどい臭いがする理由の説明）を許可すると、上記の制限が増加する可能性があります70 M_odot、しかしそれは非常に投機的です（それが本当だったら私はそれが好きです）。既知の物理学に忠実に、額面どおりに、星がどのように進化するかについての私たちの理解から一次ブラックホールの質量を説明することは困難です。
星の環境の助けを借りて、質量ギャップを回避する方法が潜在的にあります。
コンパニオンスターからの非常に効率的な降着は、質量ギャップにブラックホールを成長させる可能性があります。すると、バイナリの総質量がを超えるとは思わない100 M_odotので、この場合はパートナーを交換する必要があります。
ペアの不安定性は星のヘリウム核に起因します。星の包絡線を成長させる方法を見つけることができ、コアを設定の不安定性のしきい値未満に維持すると、全体が崩壊して質量ギャップのブラックホールになる可能性があります。これは、1つのヘリウムコアがすでに形成された後で2つの星が衝突した場合に発生する可能性があります。もう一方は混乱して封筒を膨らませる。これは恒星の星団で予想されるかもしれません。
我々は持っている可能性が2つの黒い穴が大きなものを形成するために合併し、新しいバイナリを形成するために残存行くを持っています。このためには、球状のクラスターのような、新しいパートナーを 簡単に見つけられる高密度の環境が必要です。理想的には、大きな脱出速度のある場所、おそらく核星団であり、脱出速度が高いため、残りのブラックホールがどの時点でも蹴り出されるのがより困難になります。重力波は反動のキックを与え、遭遇を接近させます。他のオブジェクトを使用すると、最初のバイナリがキックされる可能性があります。
ブラックホールを成長させるために特に良いのは、それらが超大質量ブラックホールの周りの降着円盤に埋め込まれている場合です。次に、これらのディスクのブラックホールは、環境から逃れる可能性が低い間、互いに融合する可能性があります。さらに、周囲の椎間板から大量のガスを飲み込んで、大きく強くなるのを助けることができます。
また、恒星の崩壊によって形成されたブラックホールではなく、初期の宇宙の密集した領域から形成された原始的なブラックホールがない可能性もあります。これらの原始ブラックホールは暗黒物質の別の候補です。潜在的な暗黒物質関連の形成経路には2つの選択肢があることが好きです。オプションがあるのは良いことです。
これらすべての代替形成チャネルの難しさは、GW190521のようなシステムで観測された速度と一致することです。提案されたチャネルがシステムのプロパティを説明できるだけでは十分ではありません。また、チャネルを見つけられるようにそれらを十分に理解する必要があります。私たちのデータから、GW190521のようなシステムの合併率密度はであると推測され0.13 ^ {+ 0.30} _ {-0.11}〜\ mathrm {Gpc ^ {-3} \、yr ^ {-1}}ます。上記のさまざまな形成メカニズムの予測レートはかなり不確実である可能性があるため（ビットコインでいっぱいの小さな袋の正確な値がどのように不確実であるかなど）、最も妥当なオプションを選択する前に、これについてさらに検討したいと思います。
階層的合併
Kimball et alで概説されているフレームワークに従って、ブラックホールの階層的合併のケースについていくつかの定量分析を行いました。（2020）。これは、星から形成された第1世代（1g）のブラックホールの質量とスピン分布、および第2世代（2g）のマージの残骸を含む階層的マージの一部に同時に適合します。階層的な合併の数を調整するために、球状クラスターシミュレーションを使用します。
1g + 1g母集団が基本的に最初の2つの観測実行からの検出を記述するために使用したモデルCである基本モデルを使用すると、オッズは1g + 1gの合併であるGW190521に有利であることがわかります。階層的な合併は非常にまれであるため、推定された質量を押しつぶし、1g集団の尾から何かを持っている可能性が実際にあります。
ただし、階層的な合併の割合は、1gブラックホールのスピンの分布に非常に敏感です。スピンが大きいほどキックが大きくなります（0.1のスピンでさえ、レムナントが典型的な球状星団にほとんど保持されないことを意味するには十分です）。スピンが0の1g + 1gバイナリの割合をミックスに追加する場合（最近のシミュレーションによる動機）、オッズは1g + 1gに対して1g + 1gにほぼ等しくなり、2g + 2gでは一般的ではなくなります。バイナリーのほんの一部しかクラスターに含まれていないことを考慮に入れていないため、階層的な合併の確率が大幅に低下しますが、これでは十分とは言えません。
ただし、クラスターの質量を大きくするとどうなるでしょうか。球状星団モデルには、核星団に期待するより5 \ times 10 ^ 5 M_ \ odotも、を使用した場合は10 ^ 8 M_ \ odotどうなるでしょうか。モデルは球状星団のシミュレーションに対して調整されており、核星団は異なるダイナミクスを持っているので、実際にこれを行うべきではありませんが、結果を例示として使用できます。この場合、階層的な合併を支持して約1000：1のオッズを見つけます。これは、このオプションが期待できるものであることを示唆していますが、これらの密集した環境ではバイナリのごく一部しか形成されないことを思い出して、結果を緩和する必要があります。
分析は、最初の2つの観測実行とGW190521から検出された最初の10個のバイナリブラックホールのみを使用して行われます。GW190521は3番目の観測ラン検出の最も代表的なものではないため（それが特別なペーパー™を取得する理由です）、母集団パラメーターを推測するためにミックスに固執するのは正確ではありません。結果を更新するために実行の完全な結果が得られたら、この分析をやり直す必要があります。より多くのバイナリを分析に含めると、母集団パラメーターをより正確に測定できるようになるため、結果に自信が持てます。
驚き
すべての調査の結果、GW190521のあらゆる側面を調査したと思いました。ただし、常にもう1つあります。論文の仕上げを行っているときに、潜在的な電磁対応製品が発表されました。
2つのブラックホールが合体する場合（ブラックホールが実際にブラックである場合）、電磁対応物は予期されませんが、バイナリの周りの物質が光を生成する可能性があります。
カウンターパートは、Zwicky Transient Factoryによって発見されました。彼らは活動銀河核を標的として対応物を探しました。これらは、超大質量が周囲の円盤を送り出している銀河の明るいコアです。この場合、彼らは、バイナリーがその周りをいくらかのガス軌道を周回していると仮定し、バイナリーが合体すると、重力波反跳キックは、残余のブラックホールとその軌道物質を超巨大ブラックホールのディスクに送りました。軌道に乗っている物質がディスクに衝突すると、光が放出されます。次に、それが爆破されると、ディスクから残りのブラックホールに降着する物質も発光します。これは観測されたものに適合しているようであり、観測された放出に後で電力を供給します。
この提案について私がわくわくしているのは、アクティブな銀河核が、GW190521と同じくらい巨大なバイナリを生成すると予測されるチャネルの1つであるということです。したがって、物事はうまく整列しているようです。
三次元定位と活動銀河核の位置
GW190521の3次元ローカリゼーション。線は、アクティブな銀河核の周囲からの主張された電磁対応物の位置を示します。この場所は70％の信頼できるレベルにあります。クレジット：Will Farr
相手が本当に私たちの重力波源に関連付けられているかどうかは、私があまり確信していないと思います。観測チームは、偶然の関連の確率が低いと推定しています。しかし、活動的な銀河核がどのようにフレアできるかについては多くの不確実性があります。良いニュースは、残りのブラックホールが軌道を回り続け、再びディスクに当たる可能性があり、別のフレアが発生する可能性があることです。悪い知らせは、これがいつ起こるかについての不確実性は何年にもわたるので、いつ見るべきかわかりません。
全体として、何が起こっているのかを確認する前に、別の同様の関連性を観察する必要があると思います。この候補者が、放出を探すためにより多くのバイナリーブラックホールをフォローアップすることを人々に奨励することを本当に望んでいます。多くの場合、予期しない発見が最も報われます。
ブラックホールの大きさはどれくらいですか。
十分に圧迫された場合、何でもブラックホールになる可能性があります[ ボーナスノート ]：（ライアンエアーフライトをするときのように）十分なものを小さな十分なスペースに詰める必要があります。実際には、ほとんどのものは、ブラックホールにならないように、押しつぶさないように押し戻すのに十分な剛性があります。あなたが間のどこかにおよそ星のコアを取得するときだけだ2.1 M_ \ odotと3 M_odotその重力がブラックホール[まで物事を崩壊するために十分に強いとなっボーナスノート ]。このしきい値を超えると、任意のサイズのブラックホールが発生する可能性がありますか？
最大のブラックホールは銀河の中心にあります。これらは、太陽の質量が数十万から数百億になる可能性があります。私たちの天の川には、やや適度な4 \ times 10 ^ 6 M_ \ odotブラックホールがあります。これらの巨大な（または超巨大な）ブラックホールはどの星よりもはるかに大きい。エルビスですら。したがって、崩壊する星から形成することはできなかったでしょう。それで、彼らはどのように形成されましたか？真実は私たちにはわからないということです。小さなブラックホールから始めて、それらをフィードアップしたり、それらを結合したり、または両方の混合をしたりすることが可能です。これらの最初のシードブラックホールは、星、または崩壊ガスの巨大な雲（10,000 M_ \ odotブラックホールを形成する可能性がある）から形成された可能性があります。いずれにせよ、これらのブラックホールを作成したメカニズムは、すぐに機能する必要があります。クエーサーの観測、宇宙がほんの10億年前に巨大なブラックホールがあること。大規模なブラックホールがどのように形成されるかを理解するには、その種を発見する必要があります。
Event Horizon TelescopeのM87 *の画像
イベントホライズン望遠鏡の電波観測から再構築されたブラックホールの影。ブラックホールはM87の中心にあり、およそ6.5 \ times 10 ^ 9 M_ \ odotです。クレジット：Event Horizon Team
恒星質量のブラックホールと巨大質量のブラックホールの間には、中間質量のブラックホールがあります。これらは通常、100 M_odotとの間の質量を持つものとして定義され100,000 M_ \ odotます。大規模なブラックホールは、これらの小さなブラックホールから成長するはずです。ただし、ブラックホールスペクトルのミッシングリンクであるということはありません。怪しい星を動かすと超高輝度X線源、または球状星団が、これらのどれもありません：そこ候補である岩固体、および別の方法を説明することができませんでした。GW190521はこれを変更します。142 ^ {+ 28} _ {-16} M_ \ odot合併での残党は、疑いなく中間質量のブラックホールです。
この発見は、中間質量のブラックホールが小さなブラックホールの合併から形成される可能性があることを示しています。しかし、これはまだ巨大なブラックホールがどのように成長するかという謎を解決していません。そのためには、より大きな中間質量のブラックホールの観測が必要です。探し続けます。
GW190521について私がもっとワクワクするのは、融合した2つのブラックホールの質量です。私たちの分析では、これらの85 ^ {+ 21} _ {-14} M_ \ odotとが得られ66 ^ {+ 17} _ {-18} M_ \ odotます。大きなブラックホールの質量は説明が非常に困難です。
GW190521のバイナリブラックホールの質量
バイナリの2つの成分の推定質量m_1 \ geq m_2。結果をいくつかの異なる波形モデルで示し、最良の結果として数値相対性代理（NRSur PHM）を使用します。2次元は、90％の確率の等高線を示します。1次元の点線は、対称の90％信頼できる区間をプロットします。GW190521インプリケーションペーパーの図1の一部。
星からブラックホールを形成する場合、その質量は親の星の質量に依存します。より大きな星は一般に大きなブラックホールを形成しますが、星の内部で行われるすべての物理学のため、単純な関係ではありません。重い星の運命を決定する上で重要な現象の1つは、ペアの不安定性です。星のコアが非常に熱くなると（\ sim 3 \ times 10 ^ 9〜\ mathrm {K}ピザの最初の一口のモゼルラの温度よりわずかに低くなります）（これまでによく知っているはずですが）、光の光子（ガンマ線）がコアの内部で跳ね返ります電子と陽電子のペアを生成するのに十分なエネルギーになる[ ボーナスノート ]。星の場合、これはいくつかの問題を引き起こします。その核心は、主に放射圧によって支えられています。光子が電子と陽電子に変換されるときに光子が消え始めると、周囲にそれほど多くの放射線がなく、星が崩壊し始めます。それが崩壊すると、爆発的な核反応が引き起こされます。ペアの不安定性は、約ヘリウムのコアを持つ星に始まり30 M_ \ odotます。コアが間にある場合には30 M_ \ odot約65 M_ \ odot、星はおそらく繰り返し、その外側の層をオフに爆破されますペア不安定崩壊や爆発のサイクルを何回も。これにより、予想外のブラックホールが発生します。65 M_ \ odotとの間のヘリウムコアの135 M_ \ odot場合、爆発によって星が完全に破壊され、何も残されません。これらの星はブラックホールに陥ることはなく、これによりギャップが残ります、の間のどこかに開始すると予測45 M_ \ odotして55 M_ \ odot。
質量の異なる星の残骸
M_ \ mathrm {rem}異なる初期（ゼロ年齢のメインシーケンス）恒星質量に対する残骸（白い矮星、中性子星またはブラックホール）質量M_ \ mathrm {ZAMS}。これは単一の星のためだけのもので、連星で起こり得る複雑なことはすべて無視されます。異なる色の線は異なる金属性を示しますZ（金属性の高い星は恒星風により多くの質量を失います）。2つのパネルは、2つの異なる超新星モデル用です。灰色のバーは、潜在的な質量ギャップを示します。下部コア崩壊質量ギャップ（Rapidモデルでのみ予測）と上部ペア不安定性質量ギャップ。中央の目盛りは、バイナリの総質量によって色分けされた、さまざまな主張されている重力波源M_ \ mathrm {tot}です。Zevin らの図1 。（2020）。
より大きなGW190521のブラックホールは、予想されるペア不安定性の質量ギャップに正直に位置しています。どのように私たちはそのようなシステムを形成することができますか？
すべての詳細を掘り下げるために、GW190521 に関する2つの論文をまとめました。システムの質量が大きいと、天体物理学を理解するだけでなく、データ分析にも課題が生じます。以下に、私たちが発見したことを説明します。
シグナル
Numerical simulation of a heavy black-hole merger (GW190521)
GW190521は、データを取得してから約20秒後にオンライン検索で最初に特定されました。私たちの3つの検出器はすべてオンラインで、当時は観測を行っていました。高質量システムを示す信号の短いビープ音でした。短い信号は、いくつかのタイプのグリッチと簡単に混同される可能性があるため、常に疑わしくなります。信号は複数の検索アルゴリズムによってピックアップされました。これらはすべて、わずかに異なる方法でノイズのバックグラウンドを推定するため、通常は良い兆候です。ただし、推定誤警報率は数年に1回だけでした。これはそれほど印象的ではありません。データを収集するにつれて、物事が変化する可能性がある範囲です。すぐに、信号のチェックが始まりました。検出器を監視する多くの方法があり、専門家はこれらを実行し始めました。ハンフォードのマイクは、ヘリコプターのオーバーヘッドは数分後ですが、それは信号に関連するには時間的に遠すぎます。最初のチェックはすべて問題なく見えたため、候補検出S190521gを共有しても安全であると確信しました。
GW190521の視覚化
GW190521の視覚化。上部のパネルには、テンプレートなしの検出アルゴリズムcWB、BayesWave（正弦-ガウスウェーブレットから信号を再構築）、およびパラメーター推定コードLALInference（バイナリブラックホール波形を使用）からの白色化データと再構築波形が表示されます。下のパネルは時間周波数プロットを示しています。信号はLIGO Livingstonで最も大きく、Virgoではほとんど目立たないため、各プロットには異なるスケールがあります。信号が非常に短いため、通常のバイナリ合体のチャープははっきりとはわかりません。GW190521ディスカバリーペーパーの図1。
最初のチェックが完了したと聞いて、私はベッドに行きました。バイナリの質量の初期推定値は、検索パイプライン、具体的には、信号テンプレートをデータに一致させるパイプラインから得られます。質量が大きい場合、検索テンプレートバンクには多くのテンプレートがないため、最適なテンプレートは真の値からかなり離れている可能性があります。適切なパラメータ推定分析を完了した後で初めて、質量とその不確実性についての良い考えが得られました。これらの結果が出たとき、ペア不安定性の質量ギャップの真ん中に何かが横たわっている可能性があることがわかりました。つまり、信号が本物である場合です。
信号の最初のチェックでは疑わしいものは何も示されていませんが、オフラインチェックは常に行われています。GW190521については、理解するために少し掘り下げたいくつかの質問がありました。
まず、信号のピークは約60 Hzです。これは米国の主電源周波数でもあるため、これによって引き起こされるノイズによって信号が汚染されているという懸念がありました（これは明らかに衝撃的です）。主電源からノイズを取り除いて、さまざまな注意深い調査が行われました。結局のところ、これは結果にほとんど影響を与えないことがわかり、これは素晴らしいことです。
次に、信号の形状に懸念がありました。私たちのテンプレートベースの検索アルゴリズムは、常に信号がテンプレートにどれだけよく一致しているかを調べます：ある周波数範囲で本当に良い一致が得られ、別の周波数範囲では得られない場合、それは真の信号ではなくランダムノイズがあることを示しています。この整合性テストは、統計にまとめられます。統計は、すべてが正常である場合は約1であり、物が合わない場合はより大きくなります。以下のためのPyCBCアルゴリズムでは、Livingstonデータの値は約3でした。信号はLivingstonで最も大きかったため、これがアラームの原因でしたか？1つの説明としては、検索で使用されるテンプレートにスピン歳差運動の効果が含まれていないため、テンプレートが適切ではなかったことが考えられます。したがって、スピンの歳差運動が重要な信号がある場合、適合性が悪いと予想されます。歳差を含むテンプレートで整合性をチェックすると、整合性が向上しました。ただし、GstLALアルゴリズムも歳差なしでテンプレートを使用し、その一貫性テストは問題なく見えました。したがって、それは歳差運動ではあり得ません。重要なのは、PyCBCのテンプレートバンクの関連領域にテンプレートが非常に少ないことです。（GstLALはより適切にカバーされていました）。したがって、適切なフィッティングテンプレートを見つけるのは困難です。GstLALバンクからPyCBC検索に最適なテンプレートを追加すると、それも最適なテンプレートとして選択され、整合性チェック統計は1.7になります（完璧ではありませんが、疑わしいものではありません）。これは、期待するものだけを見つけることに限定するのではなく、過去に発見したもの以外のものを検索する可能性を含める必要があることの重要性を強調していると思います。
最後に、異なる検索アルゴリズムによって報告された有意差がありました。テンプレートベースの検索に加えて、異なる検出器からのデータの一貫性を使用して信号を見つける代わりに、テンプレートなしのより一般的な信号を探す検索もあります[ ボーナスノート ]。有名なことに、私たちの非テンプレートアルゴリズム コヒーレントWaveBurst（cWB）がGW150914を最初に検出しました（他のアルゴリズムは、その時点では稼働していませんでした）。通常、テンプレートの検索は、何を探しているのかを知っているので、よりうまくいくはずです。これは今のところほとんどの場合当てはまります。例外はGW170729でした、これまでで最も大規模で最も重要性の低い検出。一般に、ノイズのバックグラウンドをどのように特徴づけるかがより重要であるため、検索では静かな信号についてはあまり意見が一致しないと予想されます（GW190521の場合はそれほど問題ではありません）。また、一致するテンプレートがあまりなく、cWBで使用されるコヒーレンスチェックが特に便利な場合、非常に短い信号ではテンプレート検索の利点が失われることも予想されます。GW190521は、cWBによって最大の意義で再び発見されました。最後の検索では（3回目の観測の最初の6か月のすべてのデータを使用して）、cWBは4900年に1回の誤警報率を与えます（かなり悪いです。少なくともビスケットの用語ではJammie Wagon Wheel）、GstLALは829年に1回（素敵なフルーツクリームのカップル）ビスケット）、そしてPyCBCは0.94年に1回を与えます（まったく刺激的ではありません— 最高のアイスジェム）。違いを疑うべきでしょうか？おそらく、実際のソースはテンプレートで想定されている準円バイナリ[ ボーナスノート ]ではないため、cWBが信号の余分なものを拾う可能性があります。検索テンプレートには、スピン歳差運動の効果や高次の多極子モーメントなどの一部の機能がないことがわかっています。これらの追加の物理ビットを含むシミュレートされた信号を見つけるために検索アルゴリズムがどのように対処するかを見ると、cWBとGstLALの間で同様の不一致が約8％の時間で発生し、cWBとPyCBCでは約3％の時間で発生することがわかります。それは私が行かせるために十分ですうーん、しかし完全に新しいタイプの信号を検出したことを私に納得させるには十分ではありません。それは準循環バイナリからのものではありません。
私たちの分析からの結論は、GW190521は見栄えの良い重力波信号であるということです。それは本当に短いですが、それは本当の検出であると確信しています。ただし、ソースが準円バイナリであるとは言えません。それが最もありそうな説明であり、私たちが見たものと一致していますが、潜在的に唯一の説明ではありません。
準円連星以外にも重力波の発生源があります。最もよく知られているのは、超新星爆発でしょう。GW190521は確かにこれらの1つではありません。一つには、信号がはるかに長く、より複雑であり、もう一つには、私たち自身の銀河内の超新星しか実際に検出できず、おそらくそれが起こっていることに気づいたでしょう。信号の素敵な短いビープ音を生成する可能性のある別の仮説的な検索は、宇宙のひもでしょう。宇宙の弦に沿った振動や波紋は重力波を発生させる可能性があり、宇宙の弦が存在するかどうかはわかりませんが、これらの信号がどのように見えるかについてのテンプレートがあります。これらを使用して、準ストリングバイナリテンプレートと比較して、宇宙ストリング信号によってデータがどの程度適切に記述されているかを比較できます。バイナリ信号を支持するベイズ係数が見つかる10 ^ {30}ので、おそらく宇宙ストリングではありません。最後に、あなたはおそらく私が準円形の [ ボーナスノート ]をたくさん書いていることに気づいたでしょう。その理由の1つは、それがクールな言葉（スクラブルで25ポイント）であるだけでなく、偏心バイナリが存在する可能性があるためです。これらはモデル化が難しいため、適切なテンプレートは多くありませんが、信号が短いと、偏心がスピン歳差運動と混同される可能性があります。これは距離を過大評価し、大衆を過小評価することにつながります。偏心バイナリは、準円形バイナリの最も可能性の高い代替手段ですが、ほとんどありません。インスパイラル中に偏心性が失われるため、偏心性をポンピングするために何かが必要になります。これは、マージに非常に近いバイナリでは困難です。私は賭けでしょうオレオを quasicircularバイナリされているソースに。
ソースのプロパティ
準循環バイナリの仮定に固執する場合、ソースについて何を知ることができますか？我々はすでにの部品質量をカバーしているm_1 = 85 ^ {+ 21} _ {-14} M_ \ odotとm_2 = 66 ^ {+ 17} _ {-18} M_ \ odot、合併の残骸があることM_ \ mathrm {f} = 142 ^ {+ 28} _ {-16} M_ \ odot。以下のプロットは、最終質量とスピンを示しています\ chi_ \ mathrm {f} = 0.72 ^ {+ 0.09} _ {-0.12}。ほぼ等しい質量のバイナリの合併によって形成されたブラックホールの場合、最終的な回転はおよそであると予想され0.7ます。
最終的なブラックホールの質量とスピン
最終的なブラックホールの推定質量M_ \ mathrm {f}とスピン\ chi_ \ mathrm {f}。結果をいくつかの異なる波形モデルで示し、最良の結果として数値相対性代理（NRSur PHM）を使用します。2次元は、90％の確率の等高線を示します。1次元の点線は、対称の90％信頼できる区間をプロットします。質量は、中間質量のブラックホールと見なされる従来の下限を安全に超えています。GW190521インプリケーションペーパーの図3。
信号の最後の部分であるリングダウンから最終スピンの推定値を取得することもできます。ブラックホールは、午後6時以降の私のように、最終状態に落ち着くところです。リングダウンを使用することの利点は、バイナリが準円形であると想定する必要がないことです。これは、最後に形成されるブラックホールにのみ注意を払うためです。欠点は、距離の推定値が得られないため、赤方偏移した最終質量のみを測定すること（1 + z）M_ \ mathrm {f}です。リングダウンを見ると、さまざまな開始時間でさまざまな高次の多極モーメントを含めてリングダウンモデルを試すと、一貫したすばらしい結果が得られ、すべてが準円テンプレートを使用した信号全体の分析に同意します。
GW190521のリングダウンから測定された最終的なブラックホールの質量とスピン
最終的なブラックホールの赤方偏移質量（1 + z）M_ \ mathrm {f}とスピンの推定\ chi_ \ mathrm {f}。標準的な分析に使用するいくつかの異なるインスパイラルマージリングダウン波形モデルとリングダウンのみの波形の結果を示します。彼らはうまく同意します。2次元は、90％の確率の等高線を示します。1次元の点線は、対称の90％信頼できる区間をプロットします。質量は、中間質量のブラックホールと見なされる従来の下限を安全に超えています。GW190521インプリケーションペーパーの図9の一部。
リングダウンをまったく測定できないことは成果です。高質量システムからの大きな信号に対してのみ可能です。質量とスピンの推定値の一貫性は、準円解析のチェックだけではありません。それよりもはるかに強力です。リングダウン測定は、最終的なオブジェクトのブラックホールの性質のテストです。これまでのところ、すべて予想どおりです。将来はもっと大きな信号のためにこれを本当にやりたいです。
最初のバイナリに戻って、最初のブラックホールのスピンについて何が言えるでしょうか。そのような短い波形から情報を抽出することは難しいので、それほど多くはありません。
軌道角運動量と整列したスピン成分は、インスパイラルからの遷移に影響を与え、最終的なスピンに小さな影響を与えます。質量重み付けされた有効なインスパイラルスピンパラメーター で、スピンの整列されたコンポーネントを定量化することがよくあります\ chi_ \ mathrm {eff}。これは-1、両方のスピンが最大で軌道角運動量と反1整列している状態から、両方のスピンが最大で軌道角運動量と整列している状態までです。\ chi_ \ mathrm {eff} = 0.08 ^ {+ 0.27} _ {-0.36}スピンがないことと一致して、スピンが互いにまたは軌道面で反整列していることがわかります。結果は想定される事前分布の影響を強く受けます。信号からはあまり学習していません。
軌道面でのスピンの成分（軌道角運動量に垂直）は、スピン歳差運動の量を制御します。私たちはしばしば\ chi_ \ mathrm {p}、0面内スピンがない場合から1最大歳差までの有効歳差スピンパラメータを使用してこれを定量化します。歳差運動は通常、インスピレーション信号の変調に現れるため、短い信号からそれをうまく測定することは期待できません。ただし、それは合併前後の信号の振幅にも影響を与える可能性があり、ここでは少し大きい情報が得られるように少し情報を得ているようです\ chi_ \ mathrm {p}。が見つかりまし\ chi_ \ mathrm {p} = 0.68 ^ {+ 0.28} _ {-0.34}たが、全範囲にわたってサポートがあります。
GW190521の効果的なインスパイラルスピンと効果的な歳差スピン
推定される効果的なインスパイラルスピン\ chi_ \ mathrm {eff}と効果的な歳差スピン\ chi_ \ mathrm {p}。結果をいくつかの異なる波形モデルで示し、最良の結果として数値相対性代理（NRSur PHM）を使用します。2次元は、90％の確率の等高線を示します。1次元の点線は、対称の90％信頼できる区間をプロットします。また、1次元プロットで事前分布を示します。GW190521インプリケーションペーパーの図1の一部。
スピン全体を見ると、整列されたスピンと面内スピンのサポートがないことは、整列されていないスピンを好むことを意味します。バイナリとして一緒に住んでいた2つの星については、これは期待できませんが、動的に形成されたバイナリではあり得ないことではありません。動的なフォーメーションは私にはもっともらしいようですが、スピン測定はあまり具体的ではないので、あまり多くを除外することはできません[ ボーナスノート ]。
最後に、ソースまでの距離を見てみましょう。私たちの分析では、光度距離はD_ \ mathrm {L} 5.3 ^ {+ 2.4} _ {-2.6}〜\ mathrm {Gpc}です。これは、これまでに発見された中で最も遠い重力波の発生源[ ボーナスノート ]の良好な候補です。実際には十分に遠いので、ソースがのように均一に分布しているという標準的な近似を再考したいと思うかもしれませんD_ \ mathrm {L} ^ 2。進化していない宇宙にソースが均一に分布している場合、これは問題ありませんが、残念ながら私たちはそのようなものに住んでいません。宇宙の拡大と、内部の銀河と星の進化を考慮する必要があります。それ。3回目の観察の実行の最初の部分からの検出のカタログを提示するときに、これをもう一度見ていきます。
天体物理学
上部質量ギャップの調査
上部質量ギャップの位置はかなりよく決定されています。入力物理にはさまざまな不確実性があります。たとえば、炭素を酸素に燃焼させるための核反応率、星内部の対流の処理、または星が急速に回転してカットオフが変わる可能性があります。誰もがこれらすべてを一緒に変化させることを試みたことがありませんが、個々にあなたは55 M_ \ odotあなたのブラックホールのために約上回ることはできません。新しいタイプの粒子（暗黒物質の候補の1つであるアキシオンなど、およびおそらく10代の少年がひどい臭いがする理由の説明）を許可すると、上記の制限が増加する可能性があります70 M_odot、しかしそれは非常に投機的です（それが本当だったら私はそれが好きです）。既知の物理学に忠実に、額面どおりに、星がどのように進化するかについての私たちの理解から一次ブラックホールの質量を説明することは困難です。
星の環境の助けを借りて、質量ギャップを回避する方法が潜在的にあります。
コンパニオンスターからの非常に効率的な降着は、質量ギャップにブラックホールを成長させる可能性があります。すると、バイナリの総質量がを超えるとは思わない100 M_odotので、この場合はパートナーを交換する必要があります。
ペアの不安定性は星のヘリウム核に起因します。星の包絡線を成長させる方法を見つけることができ、コアを設定の不安定性のしきい値未満に維持すると、全体が崩壊して質量ギャップのブラックホールになる可能性があります。これは、1つのヘリウムコアがすでに形成された後で2つの星が衝突した場合に発生する可能性があります。もう一方は混乱して封筒を膨らませる。これは恒星の星団で予想されるかもしれません。
我々は持っている可能性が2つの黒い穴が大きなものを形成するために合併し、新しいバイナリを形成するために残存行くを持っています。このためには、球状のクラスターのような、新しいパートナーを 簡単に見つけられる高密度の環境が必要です。理想的には、大きな脱出速度のある場所、おそらく核星団であり、脱出速度が高いため、残りのブラックホールがどの時点でも蹴り出されるのがより困難になります。重力波は反動のキックを与え、遭遇を接近させます。他のオブジェクトを使用すると、最初のバイナリがキックされる可能性があります。
ブラックホールを成長させるために特に良いのは、それらが超大質量ブラックホールの周りの降着円盤に埋め込まれている場合です。次に、これらのディスクのブラックホールは、環境から逃れる可能性が低い間、互いに融合する可能性があります。さらに、周囲の椎間板から大量のガスを飲み込んで、大きく強くなるのを助けることができます。
また、恒星の崩壊によって形成されたブラックホールではなく、初期の宇宙の密集した領域から形成された原始的なブラックホールがない可能性もあります。これらの原始ブラックホールは暗黒物質の別の候補です。潜在的な暗黒物質関連の形成経路には2つの選択肢があることが好きです。オプションがあるのは良いことです。
これらすべての代替形成チャネルの難しさは、GW190521のようなシステムで観測された速度と一致することです。提案されたチャネルがシステムのプロパティを説明できるだけでは十分ではありません。また、チャネルを見つけられるようにそれらを十分に理解する必要があります。私たちのデータから、GW190521のようなシステムの合併率密度はであると推測され0.13 ^ {+ 0.30} _ {-0.11}〜\ mathrm {Gpc ^ {-3} \、yr ^ {-1}}ます。上記のさまざまな形成メカニズムの予測レートはかなり不確実である可能性があるため（ビットコインでいっぱいの小さな袋の正確な値がどのように不確実であるかなど）、最も妥当なオプションを選択する前に、これについてさらに検討したいと思います。
階層的合併
Kimball et alで概説されているフレームワークに従って、ブラックホールの階層的合併のケースについていくつかの定量分析を行いました。（2020）。これは、星から形成された第1世代（1g）のブラックホールの質量とスピン分布、および第2世代（2g）のマージの残骸を含む階層的マージの一部に同時に適合します。階層的な合併の数を調整するために、球状クラスターシミュレーションを使用します。
1g + 1g母集団が基本的に最初の2つの観測実行からの検出を記述するために使用したモデルCである基本モデルを使用すると、オッズは1g + 1gの合併であるGW190521に有利であることがわかります。階層的な合併は非常にまれであるため、推定された質量を押しつぶし、1g集団の尾から何かを持っている可能性が実際にあります。
ただし、階層的な合併の割合は、1gブラックホールのスピンの分布に非常に敏感です。スピンが大きいほどキックが大きくなります（0.1のスピンでさえ、レムナントが典型的な球状星団にほとんど保持されないことを意味するには十分です）。スピンが0の1g + 1gバイナリの割合をミックスに追加する場合（最近のシミュレーションによる動機）、オッズは1g + 1gに対して1g + 1gにほぼ等しくなり、2g + 2gでは一般的ではなくなります。バイナリーのほんの一部しかクラスターに含まれていないことを考慮に入れていないため、階層的な合併の確率が大幅に低下しますが、これでは十分とは言えません。
ただし、クラスターの質量を大きくするとどうなるでしょうか。球状星団モデルには、核星団に期待するより5 \ times 10 ^ 5 M_ \ odotも、を使用した場合は10 ^ 8 M_ \ odotどうなるでしょうか。モデルは球状星団のシミュレーションに対して調整されており、核星団は異なるダイナミクスを持っているので、実際にこれを行うべきではありませんが、結果を例示として使用できます。この場合、階層的な合併を支持して約1000：1のオッズを見つけます。これは、このオプションが期待できるものであることを示唆していますが、これらの密集した環境ではバイナリのごく一部しか形成されないことを思い出して、結果を緩和する必要があります。
分析は、最初の2つの観測実行とGW190521から検出された最初の10個のバイナリブラックホールのみを使用して行われます。GW190521は3番目の観測ラン検出の最も代表的なものではないため（それが特別なペーパー™を取得する理由です）、母集団パラメーターを推測するためにミックスに固執するのは正確ではありません。結果を更新するために実行の完全な結果が得られたら、この分析をやり直す必要があります。より多くのバイナリを分析に含めると、母集団パラメーターをより正確に測定できるようになるため、結果に自信が持てます。
驚き
すべての調査の結果、GW190521のあらゆる側面を調査したと思いました。ただし、常にもう1つあります。論文の仕上げを行っているときに、潜在的な電磁対応製品が発表されました。
2つのブラックホールが合体する場合（ブラックホールが実際にブラックである場合）、電磁対応物は予期されませんが、バイナリの周りの物質が光を生成する可能性があります。
カウンターパートは、Zwicky Transient Factoryによって発見されました。彼らは活動銀河核を標的として対応物を探しました。これらは、超大質量が周囲の円盤を送り出している銀河の明るいコアです。この場合、彼らは、バイナリーがその周りをいくらかのガス軌道を周回していると仮定し、バイナリーが合体すると、重力波反跳キックは、残余のブラックホールとその軌道物質を超巨大ブラックホールのディスクに送りました。軌道に乗っている物質がディスクに衝突すると、光が放出されます。次に、それが爆破されると、ディスクから残りのブラックホールに降着する物質も発光します。これは観測されたものに適合しているようであり、観測された放出に後で電力を供給します。
この提案について私がわくわくしているのは、アクティブな銀河核が、GW190521と同じくらい巨大なバイナリを生成すると予測されるチャネルの1つであるということです。したがって、物事はうまく整列しているようです。
三次元定位と活動銀河核の位置
GW190521の3次元ローカリゼーション。線は、アクティブな銀河核の周囲からの主張された電磁対応物の位置を示します。この場所は70％の信頼できるレベルにあります。クレジット：Will Farr
相手が本当に私たちの重力波源に関連付けられているかどうかは、私があまり確信していないと思います。観測チームは、偶然の関連の確率が低いと推定しています。しかし、活動的な銀河核がどのようにフレアできるかについては多くの不確実性があります。良いニュースは、残りのブラックホールが軌道を回り続け、再びディスクに当たる可能性があり、別のフレアが発生する可能性があることです。悪い知らせは、これがいつ起こるかについての不確実性は何年にもわたるので、いつ見るべきかわかりません。
全体として、何が起こっているのかを確認する前に、別の同様の関連性を観察する必要があると思います。この候補者が、放出を探すためにより多くのバイナリーブラックホールをフォローアップすることを人々に奨励することを本当に望んでいます。多くの場合、予期しない発見が最も報われます。
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