Astrophysical significance of detection of coalescing binaries with gravitational waves
我们使用StarTrack恒星星族合成程序分析了双致密天体双星作为引力波源的性质。由于这些物体的寿命分布一直延伸到哈勃时间，我们得出结论，正确计算预期的速率必须包括一个完整的宇宙学模型。我们提出了这样的模型，计算预期的合并率，并分析这些速率的模型假设的内在敏感性。我们发现，单独的速率是一个非常差的估计基本的恒星演化模型。然而，我们发现，观测到的啁啾质量的分布是非常敏感的基础恒星演化模型，而它是非常不敏感的基础宇宙学，恒星形成率的历史和变化的探测器灵敏度。
2003-07-11 astro-ph gr-qc
The Spatial Distribution of Coalescing Neutron Star Binaries: Implications for Gamma-Ray Bursts
我们发现的聚结时间，出生率，空间速度，以及随后的径向偏移的聚结中子星（NS）在各种星系的潜力占大的不对称踢期间引入的超新星的分布。结合NS-NS二进制的出生率是相当敏感的反冲速度的大小，但尽管如此，类似（~10每银河每百万年）以前的人口合成研究。然而，零年龄主层序以来的合并时间分布对井涌速度的选择相对不敏感。合并时间的中位数约为1亿年，我们发现致密双星应该密切跟踪宇宙中的恒星形成率。在一个合理的星系势范围内（M_galaxy> 3 x 10^10 M_solar），NS-NS合并的径向偏移中值小于10 kpc。在z = 1的红移下（H_0 = 65 km/s/Mpc，Omega = 0.2），这意味着一半的合并应该发生在距离宿主星系约1.3角秒的范围内。除了最浅的潜势外，90%的NS-NS双星在距离宿主30 kpc的范围内合并。我们发现，虽然合并的中子星双星的空间分布是一致的，与已知的光学余辉的伽马射线暴（GRB）与微弱的星系的密切空间关联，一个不可忽略的分数（~15%）的GRB应该发生在（> 30千秒差距）的矮星系主机。由于主机中的尘埃，偏移量的投影和星际介质密度的范围内的灭绝混淆了星系周围的NS-NS合并的真实分布与一组可观察到的光学瞬变/星系偏移。
1999-01-15 astro-ph gr-qc
The Final Fate of Coalescing Binary Neutron Stars: Collapse to a Black Hole?
与中子星（NS）或黑洞（BH）成分合并的致密双星是目前正在建造的激光干涉仪探测器的重要引力波源，也可能是宇宙学距离上的伽马射线暴源。本文着重研究NS-NS双星系统最终的流体动力学并合，并讨论了黑洞的形成是否是这些系统最终不可避免的命运。
1999-12-14 astro-ph gr-qc
Gravitational Radiation from Coalescing Supermassive Black Hole Binaries in a Hierarchical Galaxy Formation Model
我们研究了由宿主星系合并而产生的合并中的超大质量黑洞（SMBH）双星的引力波辐射。我们采用了半解析模型的星系和类星体形成的层次聚类方案的基础上，估计预期的随机引力波背景的振幅，由于鼓舞SMBH二进制和爆发率由于SMBH二进制合并事件。我们发现背景辐射的特征应变振幅为$h_c(f) \sim 10^{-16} (f/1 μ{\rm Hz})^{-2/3}$。背景辐射对总应变幅的贡献主要来自$0<z<1$的SMBH合并事件。我们还发现，未来的天基引力波干涉仪，如计划中的\textit{Laser Interferometer Space Antenna}（{ \sl LISA}）可能会检测到强烈的引力波爆发与合并的SMBH二进制与总质量$M_{\rm tot} < 10^7 M_{\odot}$在$z \gtrsim 2$的速度$ \sim 1.0 {\rm yr}^{-1}$。我们的模型预测，具有较大幅度$h_{\rm burst} \sim 10^{-15}$的爆发信号对应于总质量为$M_{\rm tot} \sim 10^8 M_{\odot}$的大质量SMBH双星在低红移$ z \lesssim 1$下以$ \sim 0.1 {\rm yr}^{-1}$速率的合并事件，而具有较小幅度$h_{\rm burst} \sim 10^{-17}$的爆发信号对应于总质量为$M_{\rm…
2005-02-28 astro-ph gr-qc
Accuracy requirements for the calculation of gravitational waveforms from coalescing compact binaries in numerical relativity
本文讨论了现代干涉型引力波探测器中，作为匹配滤波信号提取和物理参数估计模板的引力波波形对螺旋形致密天体双星数值相对论计算的精度要求。利用后牛顿点粒子模型对双星内旋合并前阶段进行数值模拟，计算了双星内旋数值模拟中质量、相对速度和位置的最大允许误差。这些最大允许的误差进行比较的国家的最先进的数值模拟的多轨道双星中子星计算在充分的广义相对论的错误，并被发现要小几个数量级。这些数值模拟的误差的后牛顿模型表明，自适应网格细化与二阶精度有限差分代码耦合将{ \it not}能够鲁棒地获得可靠的引力波提取的TB级计算机上所需的精度。我的结论是，高阶方法（高阶有限差分法和/或谱方法）结合自适应网格细化和/或多面体技术将需要强大的精确引力波提取从数值相对论计算的二进制合并的情况。
2005-04-11 astro-ph gr-qc
The Final Fate of Coalescing Compact Binaries: From Black Hole to Planet Formation
合并的致密双星被认为与各种各样的天体物理现象有关。特别是，它们是地面和空间激光干涉仪探测器的重要引力辐射源，它们可能是超新星爆炸或伽马射线暴的来源。两颗白矮星的合并可能会产生具有特殊性质的中子星，其中可能包括有时伴随着行星的毫秒射电星（如PSR 1257+12所观察到的）。根据一种普遍的看法，两颗中子星的合并应该会产生一个被吸积盘或环面包围的快速旋转的黑洞，但这一点并不确定。本文主要讨论双中子星和双白矮星的最终流体动力学并合，并讨论了最终并合产物的性质问题。
2000-02-29 astro-ph
Gravitomagnetic resonant excitation of Rossby modes in coalescing neutron star binaries
在合并的中子星双星中，其中一颗星的r模可以被其伴星的重力磁潮汐场共振激发。这后牛顿重力磁驱动这些模式占主导地位的牛顿潮汐驱动以前计算的何和赖。在潮汐膨胀参数R/r（其中R是中子星的半径，r是轨道间距）中，只有l=2，|m| = 1和|m| = 2的r模被激发。通过这种驱动作用对恒星所做的潮汐功，会影响内旋的演化和所发射的引力波信号的相位。对于一颗质量为M、半径为R、自旋频率为f_spin的中子星，用Gamma =2的多面体模型来模拟，其伴星的质量也为M，m=2模的引力波相移为（0.1弧度）（R/10 km）^4（M/1.4 M_sun）^{-10/3}（f_spin/100 Hz）^{2/3}，以获得最佳的自旋方向。对于正则中子星参数，这种相移可能无法被引力波探测器（如LIGO）探测到，但如果中子星半径更大，则在信噪比适度大的情况下可能可以探测到。对于中子星-黑洞双星，这种影响较小;对于大质量的伴星，相移与伴星质量成-4/3次方。从轨道到恒星的净能量转移是负的，对应于内旋的减速。这是因为这种相互作用降低了恒星的自旋，并且只发生在满足欧拉塞卡-弗里德曼-舒茨不稳定性判据的模式中。
2007-02-02 astro-ph gr-qc
Hydrodynamic Evolution of Coalescing Compact Binaries
除了可能与伽马射线暴有关外，合并中的双中子星长期以来一直被认为是重要的引力辐射源，应该可以用新一代激光干涉仪（如LIGO）探测到。当两颗恒星最终合并成一个单一的物体时，流体动力学在合并结束时起着至关重要的作用。相应的引力波爆发的形状提供了对中子星内部结构和核物质状态方程的直接探测。解释重力波形数据将需要所涉及的复杂三维流体动力学过程的详细理论模型。在这里，我们回顾了我们最近的工作在这个问题上的结果，使用近似的准解析方法和大型数值流体力学计算的超级计算机。我们还简要讨论了白矮星双星的合并，这也与各种有趣的天体物理现象。
1994-10-27 astro-ph
Eccentricity of supermassive black hole binaries coalescing from gas rich mergers
环双星气体的角动量损失提供了一种可能的机制，可以克服“最后秒差距”问题，并允许由星系合并形成的最大质量的黑洞双星合并。在这里，我们表明，如果气体盘也催化合并的质量较低的双星探测与激光干涉仪空间天线（LISA），那么可能有一个纯粹的引力波签名的气体的作用，在一个小的形式，但有限的偏心率就在合并之前。数值模拟表明，偏心率，激发的二进制和周围的气体盘之间的相互作用，只有部分阻尼在引力辐射驱动的inspiral的最后阶段。我们估计，在聚结前一周的典型偏心率为0.01的顺序。如果双星具有极端的质量比，则可能有更高的终端偏心率，可以接近0.1。即使是一个小的偏心率合并前的LISA检测提供了一个可能的判别气体驱动的inspirals和恒星过程的影响。
2005-08-23 astro-ph
Parameter estimation of coalescing supermassive black hole binaries with LISA
激光干涉仪空间天线（LISA）将定期观测到非常高红移的超大质量黑洞（BH）双星的合并。对于距离为3 Gpc的源，LISA可以测量这种聚结的质量参数，相对精度为$10^{-4}-10^{-6}$。在LISA框架下研究了用后牛顿（PN）定相公式估计大质量非自旋双黑洞的参数问题。具体地，3.5PN模板的性能与其2PN对应物使用在LISA模式函数上平均的波形进行对比。通过计算各阶质量参数估计的误差，检验了由于高阶修正对定相公式的改进。用3.5PN波形代替2PN波形，显著提高了对质量参数${\cal M}$和$η$的估计。对于光度距离为3 Gpc的等质量双星$2\times10^6M_\odot$，啁啾质量的提高为$\sim 11%$，$η$为$\sim 39%$。聚结时间$t_c$的估计值为43%。对于质量不等的二进制合并的改善更大。将这些结果与使用非模式平均波形获得的结果进行比较。误差在很大程度上取决于源的位置和方向，不进行蒙特卡罗模拟就不能得出一般性的结论。最后研究了LISA低频截止点的选择对参数估计的影响。
2006-08-02 astro-ph gr-qc
Simulating coalescing compact binaries by a new code SACRA
我们报告我们的新代码（名为SACRA）的数值相对论模拟中，自适应网格细化算法的实施。在该程序中，爱因斯坦方程组采用BSSN格式和四阶差分格式求解，流体动力学方程组采用三阶高分辨率中心格式求解。时间积分采用四阶龙格-库塔格式。为了验证该程序的有效性，对黑洞-黑洞（BH-BH）、中子星-中子星（NS-NS）和黑洞-中子星（BH-NS）双星的合并过程进行了模拟，并对合并后黑洞的性质和引力波形进行了比较。对于BH-BH双星的模拟，我们采用了与Buonanno等人相同的初始条件，并比较了数值结果。我们发现合理的协议，除了轻微的分歧可能与不同的规范条件和数值方案的选择。对于NS-NS二进制，我们进行了模拟，采用SACRA和柴田以前的代码，并找到合理的协议。对于BH-NS双星，我们将数值计算结果与前人的结果进行了比较，发现合并后形成的BH的引力波形和性质与前人的结果一致，尽管合并后形成的盘质量小于总静止质量的0.1%，这与前人的结果不一致。我们还报告的长期模拟（与$\sim 4$轨道）的BH-NS二进制的第一次的数值结果。所有这些数值计算结果表明收敛的行为，和外推的数值结果的时间内螺旋相同意后牛顿预测在一个合理的精度。
2008-08-01 astro-ph gr-qc
Resonant Tidal Excitations of Inertial Modes in Coalescing Neutron Star Binaries
研究了中子星在双星旋进过程中惯性模的共振潮汐激发效应。对于小于100 Hz的自旋频率，与共振相关联的引力波形中的相移很小，并且不影响用于引力波检测的匹配滤波方案。对于更高的自旋频率，相移可以变得显著。大多数共振发生在与自旋频率相当的轨道频率上，因此只有在引力波的高频带（数百赫兹）才可能发生显著的相移。唯一的例外是一个单一的奇数位$m=1$模式，它可以被共振激发为错位的自旋轨道倾角，并可能出现在低频带（几十赫兹）的引力波和诱导显着（>> 1弧度）相移。
2006-07-06 astro-ph
Low-frequency gravitational radiation from coalescing massive black hole binaries in hierarchical cosmologies
我们计算预期的引力波信号从合并的大质量黑洞（MBH）双星在星系中心的层次结构形成的情况下，中间质量的种子孔形成远在黑暗的晕合并树。DM晕和MBH的合并历史是遵循从z=20到现在的LCDM宇宙学。MBH通过晕合并合并成越来越大的结构，由于与DM背景的动力学摩擦而下沉到中心，在合并残余物中吸积冷物质，形成MBH双星系统。恒星动力学的相互作用导致双星在大距离处的硬化，而引力波辐射在小半径处接管并导致双星对的最终合并。吸入MBH双星的积分辐射产生引力波背景。特征应变谱仅在1 E-9<f<1 E-6 Hz范围内具有标准的h_c（f）\propto f^{-2/3}行为。在较低的频率下，MBH双星的轨道衰变是由背景星的抛射驱动的，h_c（f）\propto f.在较高的频率下，f> 1 E-6 Hz，应变振幅由最后稳定的圆形轨道发射的卷积形成。我们讨论的可观测性的吸入MBH二进制的计划LISA。在3年的观察期内，LISA应将该GWB分解为离散源，检测到约60（约250）个高于S/N=5（S/N=1）置信水平的个体事件。（节录）
2004-04-26 astro-ph
Gravitational Waves and $γ$-Ray Bursts
遥远星系中的合并双星是LIGO项目最有希望探测到的引力波源之一。$^{[1-5]}$它们也是中微子的丰富来源，$^{[1]}$然而这些中微子脉冲太弱，在地球上无法检测到。几年前，Eichler提出它们也是$\,$射线暴（GRB）的来源.最近的研究发现$^{[7]}$认为伽玛暴很可能是宇宙源，而聚并双星系统$^{[6,8-11]}$可能是最有希望的宇宙源。目前对宇宙分布人口的爆发和LIGO速率的估计是基于我们银河系中观察到的系统。$^{[12-14]}$这些估计仅基于三个双星，因此聚结率存在很大的统计不确定性。如果我们接受伽玛暴的宇宙学/合并双星假设，那么我们就可以更准确地估计双星合并的速率，从而预测LIGO信号。伽玛暴和双星的关联可以显著提高LIGO的性能。对伽玛暴源引力辐射的探测不仅证实了聚并双星模型，而且还将提供关于暴的几何结构和能量产生机制的信息。
1993-05-13 astro-ph gr-qc
Resonant Tidal Excitations of Rotating Neutron Stars in Coalescing Binaries
在并合的中子星-中子星（NS-NS）或中子星-黑洞（NS-BH）双星中，NS的振荡模式在螺旋的最后时刻会被伴星共振激发。轨道和NS之间的共振能量转移加速或减慢了螺旋，并引起了双星发射的引力波的相位变化。当模式频率等于轨道频率的m倍时，发生潮汐共振（jk，m）。为了使f模共振发生在并合之前，NS必须具有快速旋转，（22，2）-共振的自旋频率nu_s> 710 Hz，（33，3）-共振的自旋频率nu_s> 570 Hz（M=1.4Mo，R= 10 km;然而，当R= 15 km时，这些自旋频率变为330 Hz和250 Hz）。由于强的潮汐耦合，f模共振引起轨道周期数N_orb的较大变化，（22，2）-共振的N_orb最大值约为10-1000，（33，3）-共振的N_orb最大值约为1。这种共振效应，如果存在的话，必须包括在构造用于搜索引力波信号的波形模板中。更高阶的f模式共振可以在更慢的旋转速率下发生，但是N_orb<0.1。对于占主导地位的g模（22，2）共振，即使是适度的旋转（nu_s<100 Hz）也可以通过将共振移动到较小的轨道频率来增强对轨道的共振效应。然而，由于弱耦合，N_orb的范围在10^-3-10^-2之间（取决于NS EOS），对于探测引力波的目的来说可能是可以忽略的。R模式共振需要未对准的自旋轨道倾角，并且主导共振对应于（22，3）和（22，1）。由于潮汐耦合强烈…
1999-04-08 astro-ph gr-qc
Nova Sco and coalescing low mass black hole binaries as LIGO sources
双中子星双星，类似于著名的赫尔斯-泰勒脉冲星PSR 1913+16，是LIGO探测到的高频引力辐射源。这类系统的合并速率估计有相当大的不确定性，保守估计为每百万年1个星系，乐观的理论估计为一个或多个星等。低质量黑洞-中子星双星的形成速率可能高于NS-NS双星，并可能主导可探测的LIGO信号速率。我们估计BH-BH二进制由于弱的不对称踢形成过程中的低质量黑洞，如新星斯科增强的合并率，并发现他们可能会作出重大贡献的LIGO信号率，可能占主导地位的第一阶段可检测的信号，如果BH质量的范围内，有显着踢是足够广泛的。对于一个标准的Salpeter IMF，假设轻微的出生踢，我们预计BH-BH系统的R6合并率为~0.5，小于NS-NS系统。然而，这些系统的更高的啁啾质量产生的信号几乎是平均的四倍，搜索量也相应增加。BH-BH并合通道还预言，BH-BH系统中至少有一个自旋接近最大值（a/M ~ 1）的组分，并合产生的波形应该具有清晰的自旋特征，因此这一假设可以直接用LIGO进行验证。
2002-02-21 astro-ph
A template bank for gravitational waveforms from coalescing binary black holes: non-spinning binaries
利用广义相对论中的近似/微扰技术，可以精确地模拟出双星黑洞并合过程中的内旋和衰荡阶段的引力波形。数值相对论的最新进展使我们能够模拟二元黑洞合并问题的非微扰合并阶段。这使我们能够\emph{coherently}搜索的所有三个阶段的非旋转的双黑洞合并使用一个单一的模板银行。以我们的动机，从这些结果，我们提出了一个家庭的模板波形，可以模拟的inspiral，合并，和环下阶段的非自旋二进制黑洞，遵循准圆形inspiral的合并。这个二维模板家庭明确参数化的二进制的物理参数。我们证明了该模板族不仅是探测黑洞并合信号的\emph{effectual}，而且是估计双星参数的\emph{faithful}。我们比较的灵敏度搜索（在不同的地面干涉仪的背景下）使用所有三个阶段的黑洞合并与其他基于模板的搜索，分别寻找个别阶段。我们发现，所提出的搜索是显着更敏感的比其他基于模板的搜索大量的质量范围内，潜在地带来显着的改善事件率的地面干涉仪。作为这项工作的一部分，我们还规定了一个一般的程序来构建内插模板银行使用非旋转的黑洞波形产生的数值相对论。
2009-05-11 astro-ph gr-qc
Gravitational Radiation, Inspiraling Binaries, and Cosmology
我们展示了如何使用一个或多个引力波探测器中的双中子星或黑洞系统的观测来测量宇宙学参数。为了说明，我们专注于固定质量的情况下，在一个单一的激光干涉仪引力波天文台（LIGO）类探测器观察到的双星系统。使用现实的探测器噪声估计，我们的特征作为一个阈值的信号-噪声比$ρ_0$，哈勃常数$H_0$，和二进制"啁啾“质量的函数的检测率。对于$ρ_0 = 8$、$H_0 = 100$ km/s/Mpc和$1.4 \msun$中子星双星，样品的中值红移为$0.22$。在相同的假设下，但独立于$H_0$，一个保守的率密度合并二进制（$8\times10^{-8}\,{\rm yr}^{-1}\,{\rm Mpc}^{-3}$）意味着LIGO将观察到$\sim 50\,{\rm yr}^{-1}$二进制螺旋事件。可以确定$H_0$和减速参数$q_0$的精度取决于观察到的吸气次数。对于固定质量的双星系统，在LIGO探测器中使用$ρ_0 = 10$进行的$\sim 100$观测将使$H_0$达到Einstein-DeSitter宇宙学中的10%，3000将使$q_0$达到20%。对于并合双星的守恒速率密度，用$ρ_0 = 10$探测100次需要4年左右。
1993-04-15 astro-ph gr-qc
Low-Frequency Gravitational Radiation from Coalescing Massive Black Holes
本文计算了星系中心大质量黑洞双星合并产生的低频引力波信号。我们遵循合并的历史晕和相关的孔通过宇宙学的Monte Carlo实现的合并层次从早期到现在的LCDM宇宙学。MBH通过一系列的合并合并成越来越大的晕，由于动力学摩擦而下沉到中心，在合并残余物中吸积一部分气体，变得更大，形成一个双星系统。恒星动力学过程在大间距时主导着双星的轨道演化，而引力波辐射在小半径时占据主导地位，导致系统的最终合并。我们讨论了通过低频引力波实验，如计划中的激光干涉仪空间天线（LISA），区分可分辨的源和未解决的混乱噪声的可观测性。在3年的观察期内，LISA应将该GWB分解为离散源，检测到约90个高于S/N=5置信水平的个体事件，而预期的混淆噪声远低于计划的LISA能力。
2005-02-22 astro-ph
Stability of coalescing binary stars against gravitational collapse: hydrodynamical simulations
我们进行模拟的相对论性双星在后牛顿引力，以调查他们的动力学稳定性合并之前，对引力坍缩的潮汐场。一般来说，我们的方程只严格精确到后牛顿第一阶，但它们恢复了球形静态恒星的完整广义相对论。我们研究了在圆轨道上的同性质恒星的共转和无旋双星构型。我们采用了一个软，绝热状态方程与$Γ= 1.4$，不稳定的发病发生在一个足够小的值的压实$M/R$后牛顿近似是相当准确的。对于这样一个软状态方程，不存在最内层的稳定圆轨道，因此我们可以研究任意的闭双星。这种选择仍然允许我们研究任何绝热状态方程所表现出的关于抵抗引力坍缩的稳定性的所有定性特征。我们证明，独立的内部恒星速度剖面，潮汐场从一个双伴星稳定恒星对引力坍缩。
1998-05-08 astro-ph gr-qc
Orbital Eccentricity Effects on the Stochastic Gravitational Wave Background from Coalescing Binary Neutron Stars
在银河系及更远的地方，未分辨的合并中子星在LISA频带内产生随机的引力波背景，这对于可能探测到更有趣的遗迹宇宙学背景可能是潜在的危险。在这里，我们解决的问题，这些系统的轨道不可避免的偏心率应该有什么影响的性质，这种背景。特别是，我们研究从哪一个频率开始，一年的观测与LISA可以从银河系的双中子星在偏心轨道产生的噪声污染的安全。我们得出的结论是，谐波从这样的二进制不显着贡献以上$\sim 10^{-3}$赫兹。
2001-07-09 astro-ph
Coalescing Neutron Stars: A Solution to the R-Process Problem?
最近的计算对超新星产生正确数量的r过程核的能力提出了质疑。本文给出了等质量中子星双星合并的三维牛顿SPH计算结果。我们发现喷射质量的数量是非常有前途的解释所观察到的r-过程丰度。初步的丰度计算表明，实际上所有的材料都受到r-过程的条件。计算的丰度模式很好地再现了太阳r过程丰度的基本特征。特别是在A= 195附近的峰值很容易再现，而无需对初始熵进行任何调整。因此，最终所有观测到的r过程物质都可以用中子星合并过程中的物质抛射来解释。
1998-05-11 astro-ph
Prospects of LIGO for constraining inclination of merging compact binaries associated with three-dimensionally localized short-hard GRBs
我们研究了通过探测与三维局部（方向和距离）短硬伽马射线暴相关的引力波来限制合并致密双星倾角的方法的前景。我们利用这两个观测的协同作用，我们的方法甚至可以应用于单个干涉仪。对于近正面双星，只要距离估计的误差可以忽略，倾角$I$可以限制在1-1/SNR < cosI \le 1（SNR：引力波探测的信噪比）的范围内。这种方法将有助于我们研究短硬爆发的性质，包括最近的观测表明的潜在准直喷流状结构。
2006-08-24 astro-ph gr-qc
Can black hole MACHO binaries be detected by the Brazilian spherical antenna?
不同的研究表明，非重子起源的暗物质可能存在。有实验证据表明，至少有一种形式的暗物质已经通过微透镜效应被探测到。这种形式的暗物质被命名为MACHO（大规模天体物理致密晕天体）。天文台的合作估计，这些天体的质量在0.15-0.95太阳质量之间，其中最可能的质量是0.5太阳质量。一些作者认为，MACHO可能是黑洞，它们可以形成双星系统，BHCO双星。众所周知，双星系统是引力波的源。巴西的球形天线将在3.0-3.4千赫的频带内工作，对一对0.5太阳质量的黑洞在合并之前的双星敏感。在目前的工作中，我们研究了巴西球形天线马里奥Schenberg的这些推定的BH 4 O二进制的可探测性。
2005-03-04 astro-ph gr-qc
The Probability Distribution of Binary Pulsar Coalescence Rate Estimates. II. Neutron Star-White Dwarf Binaries
本文研究了具有白矮星伴星的脉冲双星的统计特性。利用Kim等人（2003）提出的统计分析方法，我们计算了NS-WD双星由于引力波发射而产生的银河系合并速率。我们发现，根据不同的脉冲星星族模型，NS-WD双星的银河系合并速率（R_tot）的最大可能值为0.2- 10个/百万年。对于我们的参考模型，我们得到R_tot=4.11_（-2.56）^（+5.25）每百万年在68%的统计置信水平。这些速率估计没有对脉冲星聚束进行校正，因此，它们被发现比双中子星系统的银河系聚并速率估计小20倍左右。根据我们的速率估计，我们计算的引力波背景，由于合并的NS-WD二进制的激光干涉仪空间天线的频带内的河外距离。我们发现NS-WD双星的引力波背景的贡献是可以忽略的。
2004-08-10 astro-ph gr-qc
Towards a Realistic Neutron Star Binary Inspiral
基于共形平坦性和准平衡假设的广义相对论方法在研究螺旋动力学和为完全广义相对论数值模拟聚并致密双星提供初始数据方面发挥了重要作用。然而，这一方法的有效性制度从未确立。为此，我们开发了一个分析，确定违反CFQE近似的演化的二进制描述的完整的爱因斯坦理论。通过这种分析，我们表明，CFQE假设是显着违反，即使在相对较大的轨道间距的情况下，共转中子星双星。我们还证明了用CFQE方法确定的同转中子星双星的最内层稳定圆轨道（ISCO）可能没有天体物理意义。
2003-01-27 astro-ph gr-qc
Eccentricities of Double Neutron Star Binaries
最近的脉冲星调查已经增加了我们银河系中观测到的双中子星（DNS）的数量，以至于它们的性质开始出现可观测的趋势。特别值得注意的是，大多数DNS的离心率小于0.3，对于在超新星爆炸中幸存下来的双星来说，这是令人惊讶的低，我们相信超新星爆炸会给中子星带来重大的影响。为了研究这一趋势，我们使用蒙特卡罗总体合成方法生成了许多不同的DNS偏心率理论分布。我们确定哪些偏心率分布是最符合所观察到的DNS二进制样本。与Chaurasia & Bailes（2005）的观点一致，假设所有的双中子星被发现为双星的可能性相同，我们发现高度偏心的合并DNS不太可能被观测到，因为它们的轨道演化加速是由于引力波发射和可能的早期合并。基于我们对合并DNS的研究结果，我们还发现，具有消失或适度小的反冲（sigma <约50 km/s）的模型与当前观察到的此类DNS样本不一致。我们讨论了我们的结论的影响，基于地面的引力波干涉仪感兴趣的DNS合并率估计。我们发现，虽然轨道演化由于引力辐射影响的偏心率分布的观测样本，相关的向上校正因子合并率估计是相当小的（通常为10-40%）。
2006-07-18 astro-ph
Catching Super Massive Black Hole Binaries Without a Net
来自合并中的超大质量黑洞双星的引力波信号是激光干涉仪空间天线（LISA）的主要目标。利用最佳的数据处理技术，LISA天文台应该能够探测到宇宙中任何地方的黑洞合并。我们面临的挑战是找到方法从仪器噪音和我们银河系中恒星质量双星的巨大前景中挖掘出信号。标准的匹配过滤程序在计算上可能是禁止的，特别是当黑洞旋转或质量比很大时。在这里，我们开发了一种替代方法的基础上大都会黑斯廷斯采样和模拟退火是数量级比网格搜索便宜。我们展示了我们的方法模拟LISA数据流，包含从二进制系统的史瓦西黑洞的信号，嵌入在仪器噪声和前景包含2600万银河双星。搜索算法能够准确地恢复9个参数，描述的黑洞二进制，而不必首先删除任何明亮的前景源，即使当黑洞系统具有低的信号噪声。
2006-08-09 astro-ph gr-qc
VIRGO sensitivity to binary coalescences and the Population III black hole binaries
我们分析了VIRGO探测器的性质，目的是研究它搜索合并黑洞双星的能力。我们专注于第三星族恒星的残余，目前应该是大质量黑洞（$\sim 100-1000 M_\odot$），其中一些束缚在双星系统中。这种双星由于发射引力波而合并的现象目前可能是可以观测到的。我们使用一个二进制人口合成模型的人口III二进制的演变。我们计算了引力波的信噪比的系统发射的合并阶段：螺旋，合并和衰荡，并提供了简单的公式的信噪比作为质量的函数的双星。我们估计了VIRGO干涉仪的探测率，并将其与当前LIGO的估计值进行了比较。我们表明，这些预期的利率是相似的，或大于预期的人口I和II紧凑型物体二进制合并率。
2006-02-24 astro-ph
Gravitational Waves Probe the Coalescence Rate of Massive Black Hole Binaries
本文计算了大质量黑洞（MBH）双星合并产生的主星系的nHz- $μ$ Hz引力波（GW）谱。我们认为，这一频谱的精确脉冲星定时和未来的脉冲星定时阵列的检测。光谱取决于合并率的大质量星系，人口的MBH在低和高红移，和动力学的MBH双星。我们在所有这些方面应用最近的理论和观测工作。光谱具有特征应变$h_c(f)~10^{-15} (f/yr^{-1})^{-2/3}$，刚好低于最近对脉冲星定时测量的精确分析的检测极限。然而，光谱的振幅仍然是非常不确定的，由于近似的理论公式的模型，我们缺乏知识的合并率和MBH人口在高红移，并删除足够的角动量从MBH二进制达到GW为主的制度的动力学问题。
2003-06-24 astro-ph
