Наземный интерферометрический поиск гравитационных волн ⇐ Васина Википедия

[wiki_en]

'''Наземный интерферометрический поиск гравитационных волн''' относится к методам и устройствам, используемым для поиска и обнаружения гравитационных волн|гравитационных волн на основе интерферометрии|интерферометров, построенных на земле. Большая часть текущего списка наблюдений гравитационных волн | наблюдений гравитационных волн была выполнена с использованием этих методов; Первое наблюдение гравитационных волн|первое было сделано в 2015 году двумя детекторами LIGO. В настоящее время основными детекторами являются два LIGO в США, интерферометр Virgo | Virgo в Италии и KAGRA в Японии, которые являются частью детекторов второго поколения; Будущие проекты включают Индийскую инициативу по наблюдениям гравитационных волн | LIGO-India как часть второго поколения, а также Телескоп Эйнштейна и Cosmic Explorer (обсерватория гравитационных волн) | Cosmic Explorer, образующие третье поколение.

== История ==
Хотя гравитационные волны были впервые сформулированы Альбертом Эйнштейном | Эйнштейном как часть общей теории относительности в 1916 году.
Строительство большинства нынешних больших интерферометров началось в 1990-х годах и завершилось в начале 2000-х (1999 год для LIGO).
Модернизация второго поколения была произведена в начале 2010-х годов и продолжалась с 2010 по 2014 год для LIGO и с 2011 по 2017 год для Virgo. Параллельно в 2010 году в Японии был запущен проект KAGRA. В 2015 году, вскоре после возобновления наблюдений, два детектора LIGO осуществили Первое наблюдение гравитационных волн | первое прямое наблюдение гравитационных волн. Это ознаменовало начало продолжающейся до сих пор серии периодов наблюдения гравитационных волн, обозначенных от O1 до O5
Наблюдения за O4 в настоящее время продолжаются и, как ожидается, продлятся до начала 2025 года. Опубликовано более 90 подтвержденных обнаружений; сотрудничество теперь также создает оповещения в режиме реального времени при обнаружении сигналов: во время O4 уже было отправлено более 90 важных оповещений
== Принцип ==
В общей теории относительности гравитационная волна — это возмущение пространства-времени|пространства-времени, распространяющееся со скоростью света. Таким образом, он слегка искривляет пространство-время, что локально меняет путь света. Говоря математическим языком, если h — это амплитуда (предполагаемая малая) приходящей гравитационной волны, а L — длина оптической полости, в которой циркулирует свет, изменение \delta L оптического пути из-за гравитационной волны определяется формулой:
==== Интерферометр ====
Дева — это интерферометр Майкельсона, зеркала которого подвешены. Лазер разделяется на два луча светоделителем, наклоненным на 45 градусов. Два луча распространяются в двух перпендикулярных плечах интерферометра, отражаются от зеркал, расположенных на концах плеч, и рекомбинируются на светоделителе, генерируя интерференцию (распространение волн)|интерференции, которые обнаруживаются фотодиодом. Приходящая гравитационная волна меняет оптический путь лазерных лучей в рукавах, что затем меняет интерференционную картину, регистрируемую фотодиодом.

Это означает, что различные зеркала интерферометра должны быть «заморожены» в своих положениях: при их движении длина оптического резонатора изменяется, а вместе с ним и интерференционный сигнал, считываемый на выходном порту прибора. Положение зеркал относительно эталона и их выравнивание точно отслеживаются в режиме реального времени
Таким образом, сигнал, индуцированный потенциальной гравитационной волной, «встраивается» в изменения интенсивности света, регистрируемые на выходе интерферометра.
Использование интерферометра вместо одного оптического резонатора позволяет существенно повысить чувствительность детектора к гравитационным волнам. Действительно, в этой конфигурации, основанной на интерференционных измерениях, вклады некоторых экспериментальных шумов сильно уменьшены: вместо того, чтобы быть пропорциональными длине одного резонатора, они зависят в этом случае от разницы длин между плечами (поэтому равная длина плеч убирает шум). Кроме того, конфигурация интерферометра выигрывает от дифференциального эффекта, индуцируемого гравитационной волной в плоскости Поперечная волна|поперечно направлению ее распространения: когда длина оптического пути L изменяется на величину \delta L , перпендикулярный оптический путь той же длины изменяется на -\delta L (та же величина, но противоположный знак). А интерференция на выходе интерферометра Майкельсона зависит от разницы длин между двумя плечами: следовательно, измеряемый эффект усиливается в 2 раза по сравнению с простым резонатором.

Оптимальная рабочая точка интерферометрического детектора гравитационных волн слегка отстроена от «темной полосы» — конфигурации, при которой два лазерных луча, рекомбинированные на светоделителе, интерферируют деструктивным образом: на выходном порту свет практически не обнаруживается.

== Детекторы ==

=== ЛИГО ===
LIGO состоит из двух разных детекторов: один в Хэнфорде | Хэнфорд, штат Вашингтон (штат) | Вашингтон, и один в Ливингстоне, штат Луизиана | Ливингстон, штат Луизиана (таким образом, они разделены примерно 3000 км); Оба детектора имеют очень похожую конструкцию, с плечами длиной 4 км, хотя между ними есть небольшие различия. Они были частью детекторов первого поколения и были завершены в 2002 году; в 2010 году они были закрыты из-за важного комплекса обновлений, получившего название «Advanced LIGO», в результате чего улучшенный детектор стал частью второго поколения. Эти модернизации были завершены в начале 2015 года, после чего два детектора произвели первое наблюдение гравитационных волн | первое обнаружение гравитационных волн.

=== Дева ===
Virgo — одиночный детектор, расположенный недалеко от Пизы, Италия, с плечами длиной 3 км. Он был частью детекторов первого поколения, выпущенных после его завершения в 2003 году; он был закрыт в 2011 году для подготовки к модернизации второго поколения Advanced Virgo. Модернизация была завершена в 2017 году, что позволило ему присоединиться к серии «O2», быстро создав GW170814|первый детектор с тремя детекторами совместно с LIGO.

=== КАГРА ===
KAGRA (ранее известный как LCGT) — это одиночный интерферометр с плечами длиной 3 км, расположенный в обсерватории Камиока | Обсерватория Камиока в Японии, который является частью детекторов второго поколения. Впервые он был введен в эксплуатацию в 2020 году, хотя обнаружить его пока не удалось. Хотя базовая конструкция аналогична LIGO и Virgo, она построена под землей и включает в себя криогенику | криогенные зеркала, поэтому ее часто называют «детектором поколения 2,5»
=== Другие детекторы ===
GEO600 изначально разрабатывался как попытка Великобритании|Британии-Германии|Германии построить интерферометр с плечами длиной 3 км; Позже она была уменьшена до 600 м из-за финансирования регионов. Он был завершен в 2002 году и расположен недалеко от Ганновера, Германия. Хотя он имеет ограниченные возможности (особенно в низкочастотном диапазоне), что делает его обнаружение маловероятным, он играет ключевую роль в сети гравитационных волн в качестве испытательного стенда для многих новых технологий.
TAMA 300 (и его предшественник, прототип TAMA 20) — японский детектор с плечами длиной 300 м, построенный в Митаке, Токийский университет Митака. Частично он был спроектирован как основа для более крупных детекторов (включая KAGRA) и работал в период с 1999 по 2004 год. Сейчас он перепрофилирован в качестве испытательного стенда для новых технологий.
AIGO | LIGO-Australia — несуществующий проект, который планировалось построить по модели детектора LIGO в Австралии, но в конечном итоге не был профинансирован правительством Австралии; позже проект был переименован в LIGO-India.

Голометр | Голометр Fermilab с плечами длиной 39 м исследует совершенно другой диапазон частот, чем другие интерферометры, стремясь к диапазону МГц.

=== Детекторы будущего ===

==== LIGO-Индия ====
LIGO-India — это текущий проект одиночного интерферометра, базирующийся в Аундха-Нагнат | Аундха, Индия, по конструкции, очень похожей на LIGO (при поддержке сотрудничества LIGO). Он получил одобрение правительства Индии в 2023 году, а завершить его планируется примерно к 2030 году.
==== Космический исследователь ====
Cosmic Explorer — это проект детектора третьего поколения, включающий два интерферометра с длиной плеч соответственно 40 и 20 км, расположенных в двух разных местах США. Он основан на конструкции, аналогичной LIGO, и использует опыт двух детекторов LIGO, масштабированных до гораздо большей длины плеча. В настоящее время он проходит процесс одобрения Национального научного фонда | NSF. В случае одобрения он должен быть завершен к концу 2030-х годов.
==== Телескоп Эйнштейна ====
Телескоп Эйнштейна — европейский проект детектора третьего поколения; в настоящее время планируется использовать конструкцию с тремя 10-километровыми плечами, расположенными в равностороннем треугольнике (фактически действующими как 3 интерферометра), которые будут построены под землей; он также будет использовать криогенику | криогенные зеркала. В настоящее время его планируется завершить примерно в 2035 году, а строительство начнется в 2026 году.

== Научный случай ==
Наземные детекторы предназначены для изучения гравитационных волн от астрофизических источников. По своей конструкции они могут обнаруживать гравитацию только с частотой от нескольких Герц|Гц до нескольких тысяч Гц. Основными известными системами, излучающими гравитационные волны в этом диапазоне, являются: слияния черных дыр и/или двойных нейтронных звезд, вращающиеся нейтронные звезды, вспышки и взрывы сверхновых | сверхновых и даже фон гравитационных волн, возникший в моменты, последовавшие за Большим взрывом. Более того, гравитационное излучение может также привести к открытию неожиданных и теоретически предсказанных экзотических звезд | экзотических объектов.

=== Источники переходных процессов ===

==== Слияния черных дыр и нейтронных звезд ====
Когда две массивные и компактные звезды | компактные объекты, такие как черная дыра | черные дыры и нейтронная звезда | нейтронные звезды, вращаются вокруг друг друга в двойной системе, они излучают гравитационное излучение и, следовательно, теряют энергию. Следовательно, они начинают сближаться друг с другом, увеличивая частоту и амплитуду гравитационных волн; эта первая фаза явления слияния, называемая «вдохновительной», может длиться миллионы лет. На последней стадии спиральной фазы гравитационные волны, испускаемые сливающейся системой, становятся достаточно громкими, чтобы их можно было наблюдать детекторами тока. Типичная форма обнаруживаемого сигнала известна как «чириканье», поскольку она напоминает звук, издаваемый некоторыми птицами, с быстрым увеличением амплитуды и частоты. Кульминацией этого является слияние двух объектов, в конечном итоге образующее единый компактный объект (обычно черную дыру). Часть формы сигнала, соответствующая слиянию, имеет наибольшую амплитуду и самую высокую частоту и может быть смоделирована только путем выполнения численного моделирования этих систем с помощью теории относительности. В случае черных дыр сигнал все еще излучается в течение нескольких секунд после слияния, пока новая черная дыра «обосновывается»; этот сигнал известен как «звонок». Детекторы тока чувствительны только к поздним стадиям слияния двойных черных дыр и нейтронных звезд: в настоящее время можно наблюдать только последние секунды всего процесса (включая окончание спиральной фазы, само слияние и часть звонка). . Все сигналы гравитационных волн, обнаруженные до сих пор, возникают в результате слияния черных дыр или нейтронных звезд.
==== Всплески ====
Любой сигнал длительностью от нескольких миллисекунд до нескольких секунд считается всплеском гравитационной волны.

Сверхновые | Взрывы сверхновых — гравитационный коллапс массивных звезд в конце их жизни — испускают гравитационное излучение, которое можно увидеть с помощью современных интерферометров.
Другие возможные кандидаты на всплески включают возмущения в нейтронных звездах.
=== Непрерывные источники ===
Основными ожидаемыми источниками непрерывных гравитационных волн являются нейтронные звезды | нейтронные звезды, очень компактные объекты, образующиеся в результате коллапса массивных звезд. В частности, пульсары | пульсары представляют собой особый случай нейтронных звезд, которые периодически излучают световые импульсы: они могут вращаться со скоростью до сотен раз в секунду (самый быстро вращающийся пульсар, известный в настоящее время, - это PSR J1748−2446ad, который вращается 716 раз в секунду
Другим возможным источником непрерывных волн в нынешнем диапазоне обнаружения могут быть более экзотические объекты, такие как кандидаты в темную материю. Аксион | Аксионы, вращающиеся вокруг черной дыры или двойные системы, состоящие из первичной черной дыры малой массы и другого компактного объекта, в частности, были предложены в качестве потенциальных источников. Некоторые возможные типы темной материи также могут быть обнаружены интерферометрами напрямую, путем взаимодействия с оптическими элементами устройства.
=== Стохастический фон ===
Некоторые физические явления могут быть источником гравитационно-волнового фона | гравитационно-волнового стохастического фона, дополнительного источника шума астрофизического и/или космологического происхождения. Он представляет собой (обычно) непрерывный источник гравитационных волн, но в отличие от других источников непрерывных волн (например, вращающихся нейтронных звезд) он исходит из больших областей неба, а не из одного места.
Космический микроволновый фон | космический микроволновый фон (CMB) — это самый ранний сигнал Вселенной, который можно наблюдать в электромагнитном спектре. Однако космологические модели предсказывают излучение гравитационных волн, возникших сразу после Большого взрыва. Поскольку гравитационные волны очень слабо взаимодействуют с материей, обнаружение такого фона позволит лучше понять космологическую эволюцию нашей Вселенной.
Более того, современные детекторы смогут обнаружить астрофизический фон, возникающий в результате суперпозиции всех слабых и удаленных источников, постоянно излучающих гравитационные волны, что поможет изучить эволюцию астрофизических источников и звездообразование. Наиболее вероятными источниками астрофизического фона являются двойные нейтронные звезды,
Наконец, Космическая струна|космические струны могут представлять собой источник гравитационно-волнового фона, обнаружение которого могло бы предоставить доказательство того, что космические струны действительно существуют.
=== Экзотические источники ===
Нетрадиционные, альтернативные модели компактных объектов были предложены физиками. Некоторые примеры этих моделей можно описать в рамках общей теории относительности (кварковая звезда | кварк и странная звезда | странные звезды,
=== Фундаментальные свойства гравитации ===

==== Поляризация гравитационных волн ====
Ожидается, что гравитационные волны будут иметь две «тензорные» поляризации (волны) | поляризации, называемые «плюсовой» и «перекрестной» из-за их воздействия на кольцо частиц (показано на рисунке ниже). Одиночная гравитационная волна обычно представляет собой суперпозицию этих двух поляризаций, в зависимости от ориентации источника.

Кроме того, некоторые теории гравитации допускают существование дополнительных поляризаций: двух «векторных» поляризаций (x и y) и двух «скалярных» поляризаций («дыхательной» и «продольной»). Обнаружение этих дополнительных поляризаций может предоставить доказательства физики, выходящей за рамки общей теории относительности.
Различить поляризации можно только с помощью нескольких детекторов; их можно было должным образом исследовать только после того, как была представлена ​​Virgo, поскольку два детектора LIGO почти совмещены.

==== Линзированные гравитационные волны ====
Общая теория относительности предсказывает, что гравитационная волна должна подвергаться воздействию гравитационной линзы | гравитационного линзирования, так же, как и световые волны; то есть траектория гравитационной волны будет искривлена ​​из-за присутствия массивного объекта (обычно галактики или скопления галактик) вблизи ее пути.
==== Космологические измерения ====
Гравитационные волны также предоставляют новый способ измерения некоторых космологических параметров, в частности, закона Хаббла | постоянной Хаббла H_0, которая представляет скорость расширения Вселенной и значение которой в настоящее время оспаривается из-за противоречивых измерение разными методами. Основное преимущество этого метода заключается в том, что расстояние до светимости источника, измеренное по сигналу гравитационной волны, не зависит от других измерений или предположений, как это обычно бывает. Существует две основные возможности измерения H_0 с помощью гравитационных волн в детекторах тока:

* Можно использовать события с несколькими посланниками как с гравитационной волной, так и с электромагнитным сигналом, измеряя расстояние до источника с помощью сигнала гравитационной волны и скорость их удаления, идентифицируя галактику, в которой произошло событие, и применяя закон Хаббла. * К наблюдаемой популяции слияний двойных черных дыр (часто называемых в этом контексте «темными сиренами») можно применить статистическую обработку, ограничивая как их массовое распределение, так и H_0; к анализу также можно добавить внешний каталог галактик, чтобы улучшить измерения и определить возможные хозяева источников.
==== Проверка общей теории относительности ====
Измерение сигналов гравитационных волн открывает уникальную перспективу для проверки результатов общей теории относительности, поскольку они возникают в средах, где гравитационное поле очень сильное (например, вблизи черных дыр). Таким образом, с использованием обнаруженных событий можно провести ряд проверок предсказаний общей теории относительности. Такие тесты могут выявить физику, выходящую за рамки общей теории относительности, или возможные проблемы в моделях.
Эти тесты включают в себя:
* Поиск остаточного сигнала в данных после вычитания моделей сигнала, что может указывать на то, что некоторая часть сигнала неправильно смоделирована общей теорией относительности.
* Проверка того, что сигнал от слияния удовлетворяет некоторым базовым предположениям, например проверка того, что предполагаемые параметры системы согласованы на разных фазах сигнала («тест на согласованность вдохновения-слияния-звонка»). * Внесение возмущений в модели моделирования гравитационных волн, чтобы увидеть, соответствуют ли они данным.
* Исследование возможной дисперсии (оптика)|дисперсии (отсутствует в общей теории относительности, но не в альтернативных теориях). * Анализ остатка слияния путем измерения фазы сигнала после слияния («звонок»), которая, как предполагается, полностью определяется массой и спином остатка. Такие измерения могут быть предсказанием энергии, потерянной гравитационными волнами во время слияния, и природы остаточного объекта; некоторые гипотетические объекты также могут иметь «эхо» сигнала вызова.
* Ищем нестандартные поляризации (как показано выше).

== Анализ данных ==
Обнаружение гравитационных волн на выходе детекторов (обычно называемых «деформацией») — сложный процесс. В настоящее время большая часть обработки данных выполняется в рамках коллаборации LIGO-Virgo-KAGRA (LVK); команды, не участвующие в совместной работе, также получают результаты на основе данных, как только они публикуются вне совместной работы.
Данные текущих детекторов изначально доступны только членам LVK; сегменты данных об обнаруженных событиях публикуются во время публикации соответствующего документа, а полные данные публикуются после определенного периода, который в настоящее время длится 18 месяцев. Во время третьего сеанса наблюдений (O3) это привело к двум отдельным выпускам данных (O3a и O3b), соответствующим первым шести месяцам и последним шести месяцам цикла соответственно.
=== Временные поиски ===

==== Конвейеры обнаружения событий ====
Во время запуска O3 использовались пять различных конвейеров для идентификации кандидатов на события в данных и сбора списка наблюдений короткоживущих («переходных») сигналов гравитационных волн в публикации каталога. Четыре из них (GstLAL, PyCBC, MBTA и SPIIR) были предназначены для обнаружения компактных бинарных слияний (CBC, единственный обнаруженный тип событий), а пятый (cWB) был предназначен для обнаружения любого переходного сигнала. Все пять конвейеров использовались во время запуска («онлайн») как часть системы оповещения с малой задержкой, а после запуска («офлайн») для повторной оценки значимости кандидатов и выявления событий, которые могли быть пропущены (за исключением для СПИИР, который проводился только онлайн)
Все четыре конвейера CBC основаны на концепции согласованного фильтра | согласованной фильтрации, метода, используемого для оптимального поиска известного сигнала в зашумленных данных. Этот метод требует некоторых знаний о том, как выглядит сигнал, и, таким образом, зависит от модели, используемой для его моделирования. Хотя разумные модели существуют, сложность уравнений, управляющих динамикой компактного слияния, затрудняет генерацию точных сигналов; разработка новых форм сигналов по-прежнему является активной областью исследований.
Хотя в четырех поисковых запросах используется один и тот же метод, все они имеют разные оптимизации и особенности обработки данных. В частности, они используют разные методы для оценки значимости события, для различения реальных событий и сбоев, а также для объединения данных от разных детекторов; они также используют разные банки шаблонов.

Конвейер cWB (когерентный волновой всплеск) использует другой подход: он работает путем группировки данных от разных детекторов и проведения совместного анализа для поиска когерентных сигналов, появляющихся одновременно в нескольких детекторах. Хотя его чувствительность к двоичным слияниям меньше, чем у специализированных конвейеров CBC, его преимущество заключается в способности обнаруживать сигналы из любых источников, поскольку он не требует каких-либо предположений о форме сигнала (поэтому его часто называют как «немоделированный» поиск).
==== Низкая задержка ====
Система с малой задержкой предназначена для оповещения астрономов при обнаружении гравитационных явлений в надежде, что можно будет наблюдать их электромагнитный аналог. Это достигается за счет централизации кандидатов на события из различных конвейеров анализа в базе данных событий-кандидатов гравитационных волн (GraceDB),
==== Оценка параметра ====
После того как событие было обнаружено одним из конвейеров обнаружения событий, проводится более глубокий анализ с целью более точной оценки параметров источника и неопределенности измерения. Во время запуска O3 это осуществлялось с использованием нескольких различных конвейеров, включая Bilby и RIFT. Эти конвейеры используют байесовскую статистику | байесовские методы для количественной оценки неопределенности, включая цепь Маркова Монте-Карло | MCMC и алгоритм вложенной выборки | вложенную выборку.

==== Поиск аналогов ====
Хотя многие астрономы пытаются отслеживать сигналы с малой задержкой от детекторов гравитационных волн, существует и обратное: электромагнитные события, которые, как ожидается, будут иметь связанное с ними излучение гравитационных волн, подвергаются более глубокому поиску. Одной из главных целей для них являются гамма-всплески|гамма-всплески; Считается, что они связаны со сверхновыми | сверхновыми («длинные» вспышки продолжительностью более 2 секунд) и с компактными двойными слияниями с участием нейтронных звезд («короткие» вспышки).
Поиски, направленные на наблюдения гамма-всплесков, были выполнены на данных прошлых запусков с использованием конвейера pyGRB
Помимо этих поисков, несколько конвейеров ищут совпадения между оповещениями о гравитационных волнах и оповещениями от других детекторов. В частности, конвейер RAVEN является частью инфраструктуры с низкой задержкой и анализирует совпадения с событиями гамма-всплесков и другими источниками.
=== Непрерывный поиск ===
Поиски, посвященные периодическим гравитационным волнам, например, генерируемым быстро вращающимися нейтронными звездами, обычно называются поисками непрерывных волн. Их можно разделить на три категории: поиск по всему небу, который ищет неизвестные сигналы с любого направления, направленный поиск, который нацелен на объекты с известным положением, но неизвестной частотой, и целевой поиск, который ищет сигналы от источников, где оба местоположения и частота известны. Направленный и целенаправленный поиск мотивирован тем фактом, что поиск по всему небу требует чрезвычайно больших вычислительных затрат и, следовательно, требует компромиссов, ограничивающих его чувствительность.
Основная проблема при поиске непрерывных волн заключается в том, что сигнал намного слабее, чем обнаруженные переходные процессы тока, а это означает, что необходимо наблюдать длительный период времени, чтобы накопить достаточно данных для его обнаружения, поскольку отношение сигнал/шум масштабируется с квадратным корнем из время наблюдения (интуитивно понятно, что сигнал будет складываться за время наблюдения, а шум — нет).
=== Поиск стохастических волн ===
Фон гравитационных волн | фон стохастических гравитационных волн — еще одна цель для групп по анализу данных. По определению его можно рассматривать как источник шума в детекторах; Основная задача состоит в том, чтобы отделить его от других источников шума и измерить его спектральную плотность | спектральную плотность мощности. Самый простой способ решить эту проблему — искать корреляции внутри сети из нескольких детекторов; идея состоит в том, что шум, связанный с фоном гравитационных волн, будет идентичен во всех детекторах, в то время как инструментальный шум (в принципе) не будет коррелирован между детекторами. Другой возможный подход — искать избыточную мощность, не учитываемую другими источниками шума; однако это оказывается непрактичным для современных интерферометров, поскольку шум недостаточно известен по сравнению с ожидаемой мощностью стохастического фона.
Этот вид поиска также должен учитывать такие факторы, как диаграмма направленности детекторов | диаграмма направленности антенны, движение Земли и расстояние между детекторами. Также необходимо сделать предположения о некоторых свойствах фона; принято предполагать, что это гауссовский шум|гауссовский и изотропный|изотропный, но также существуют поиски анизотропных, негауссовских и более экзотических фонов.

=== Поиск свойств гравитационных волн ===
Для исследования физики гравитационных волн был разработан ряд программ. Этот анализ обычно выполняется в автономном режиме (после запуска) и часто опирается на результаты других поисков (в настоящее время в основном поисков CBC).

Выполняется несколько анализов для поиска событий, наблюдаемых неоднократно из-за гравитационной линзы | линзирования, сначала путем попытки сопоставить все известные события вместе, а затем путем выполнения совместного анализа для наиболее многообещающей пары событий; эти анализы были выполнены с использованием программного обеспечения LALInference и HANABI. Дополнительные поиски событий, которые могли быть пропущены при обычном поиске CBC, также выполняются путем повторного использования существующих конвейеров CBC.
Также было разработано программное обеспечение, предназначенное для оценки закона Хаббла | постоянной Хаббла. Конвейер gwcosmo выполняет байесовский вывод | байесовский анализ для определения распределения возможных значений константы, как с использованием «темных сирен» (событий CBC без электромагнитного аналога), которые можно коррелировать с каталогом галактик, так и событий с электромагнитным аналог, для которого можно сделать прямую оценку на основе расстояния, измеренного с помощью гравитационных волн, и идентифицированной родительской галактики.



Подробнее: https://en.wikipedia.org/wiki/Ground-ba ... ave_search