Gáspár Merse Előd present advisor at RMKI: István Rácz.

Az előadások a következő témára: "Gáspár Merse Előd present advisor at RMKI: István Rácz."— Előadás másolata:

1 Gáspár Merse Előd present advisor at RMKI: István Rácz

2 New kind of waveform /understudied, underestimated/ Two objects with sufficiently large masses that randomly approach (not bounded system) sufficiently closely produce gravitational radiation that is detectable! (in the proper frequency range these orbits are nearly parabolic) Only a few papers have studied this subject in the last years: – Detection Rate Estimates of GWs Emitted During Parabolic Encounters of Stellar BHs in Globular Clusters (astro-ph/0603441) – GWs from scattering of stellar-mass BHs in galactic nuclei (astro-ph/0807.2638) – Event Rate for Extreme Mass Ratio Burst Signals in the LISA Band (astro-ph/0602445) The scientific collaborations do not deal with this kind of sources!

3 Advantages Large amplitude – detectable from large distances! The waveform is known analytically for a large portion of the parameter space – broadband signal! Therefore: we get contributions from wide range & matched filtering signal detection is possible! (which is the best) The physics of the process is well understood in spite of that this is a short intense pulse: burst. All other bursts (supernova core collapses, gamma ray bursts, collapses, collidings) are all have unknown waveforms! It is very important to review all the possible GW sources!

4 Known analytical waveforms arbitrary mass, arbitrary velocity, small deviation angle (so called, gravitational bremsstrahlung, Kovács & Thorne, 1978) arbitrary orbit, small velocity, newtonian aproximation (Turner, 1977) arbitrary orbit, small velocity, post-newtonian aproximation (Blanchet & Schäfer, 1989) post-newtonian: O(v 6 ) (Blanchet et al. 2005) extreme mass ratio, large velocity, Schwartzschild background, frontal collision (D’Eath & Payne, 1992) and see the presentation before … (the hungarian PN group: Mikóczi, Vasúth, Gergely, Majár)

5 b∞b∞ b0b0 v∞v∞ v0v0 f 0 = v 0 / b 0 λ > 6 : non-relativistic orbits 2.1 < λ < 6 : generaly relativistic orbits 2 < λ < 2.1 : zoom-whirl orbits λ < 2 : head-on collisions Classification: b ∞ : impact parameter b 0 : shortest distance

6 Crude estimate on the event rates → parameters of the system: number of compact objects: N average mass of compact objects: M linear size of the system: R average velocity from virial theorem: v ~ N ½ M ½ R -½ → using only average quantities and assuming a homogenous spheroid distribution and newtonian dynamics: event rate: ~ N 2 M 4/3 R -3 v -1 (note: gravitational focusing ~ v -1 )

7 → Therefore we need dense systems with many compact and massy objects: globular clusters galactic nuclei Better estimate on the event rates In reality bigger masses are confined within a smaller radius Larger mass objects have a smaller velocity Gravitational focusing Detectable volume R m –3 ~ m 3/2 v ∞ –1 ~ m 1/2 σ foc ~ m 4/3 V ~ A 3 ~ m 5 Detection Rate ~ m 8.33 instead of m 4/3 mass segregation

8 More improved and very detailed analysis Mass distribution –Neutron stars Thin Gaussian distribution –Black holes Different kind of models Mass segregation Mass dependent virial velocity Relative velocities General relativistic correction for dynamics and waveform General relativity for cosmology –Cosmological volume element –Redshifting of GW frequency and single GC event rate m min, m max, distribution(m) ~ m –p m ns ~ 1.35 M ☼ R m = (m/ ) –1/2 R gc v m = (m/ ) –1/2 v vir Simulations show that small BHs are ejected from the system! v rel ≡ v 12 = [(m 1 –1 + m 2 –1 ) ] 1/2 v vir

9 we have to double-integrate the event rate over the distribution of colliding masses take into accont that collision can take place only in the inner region according to the higher mass integrate over the distribution of GC-s in the galaxy, and galaxy distribution in the Universe integrating over frequency, using spectrum of the vaweform and the detector sensivity curve Short outline of the calculation Turner (1977) Noise spectral density

10 Why we need the spectrum? (Maximum luminosity distance) → Gravitational wave amplitude: → angle-avaraged signal-to-noise ratio for matched filtering: → S n noise spectrum of the detector → h(f) is the Fourier-transformed h(t) → event rate ~ (S/N) -3 → optimal orientation 4/5 → 4 → for k detectore: 4/5 → 4 + (4/5)(k-1) ½ → in our paper : 4/5, S/N = 5 → function of frequency

11 Maximum luminosity distance Relativistic PE Head-on collisions Non-relativistic PE Non-cosmolocial distance Cosmological distance m BH = 40 M ☼

12 Total Detection Rate as a function of characteristic frequency

13 Total Detection Rate as a function of total mass of colliding masses NS/NS BH/NS BH/BH

14 Total Detection Rate as a function of mass ratio BH/NS BH/BH dominated by

15 Total Detection Rate as a function of minimum separation Relativistic PE Non-relativistic PE

16

17 Compared to the literature Inspiral event rate has 3 order of magnitude variance in the literature!

18 Discussion in titles Spitzer-instability binary population gravitational recoil spin

19

20

21 Conclusions PEs could be an important source (or noise) to consider for GW detection! What could we learn from PE observations? –measure mass distribution of BHs (this is great importance for astrophysics) –constrain abundance of dense clusters of BHs –test theories Are BHs ejected? It is possible to built optimal ground based detector for detecting PEs

22 THE END

23 Initial mass distribution of BHs Belczynski, Sadowski, Rasio, & Bulik, 2006 probability Model I Model II

24 Egyetlen korábbi előzmény: / Dymnikova, Popov & Zentsova, 1982 / Az ő idejükben még csak a detektoroknak az előre jósolt karakterisztikus tulajdonságaival számolhattak (amik azóta több nagyságrendet javultak) Nagyon egyszerű modellt (állandó sebesség és tömeg, homogén eloszlás) használtak a gömbhalmazokra Nem vették figyelembe a jel spektrumát sem Fekete lyuk–csillag és csillag–csillag ütközésekre koncentráltak, a fekete lyuk–fekete lyuk ütközésről csak azt jegyzik meg, hogy „elég ritka” Kiderül, hogy az eredmények nagyon érzékenyen függnek a modell paramétereitől, legfőképpen a tömegeloszlástól (~ m 8.33 ), és a jelnek a spektrumától is, mert egy széles spektrumról van szó! Egyszerű modellük jelentősen alábecsülte a várható eseménygyakoriságot!

25 Termikus egyensúlyon alapoló tömegszegregációt vettünk figyelembe! Diszkusszió: Spitzer-instabilitás Spitzer-instabilitás (1969): két komponensű rendszerben, ahol m 1 << m 2 és a kisebb tömegű objektumok dominálják a potenciált, nem tud kialakulni a termikus egyensúly! A nagyobb tömegű objektumok dinamikailag elválnak a többitől és kollapszálnak egy R core sugarú tartományba. Ezt a képet megerősíteni látszanak a numerikus szimulációk több komponensű rendszerekben, vagy folytonos eloszlásra. 0.01 < R core /R GC < 0.1 (Heggie, Trenti & Hut 2006) érzékenyen függ a kezdeti kettősök számától! 1.4 4 - 14 4 eseményráta növekedés

26 Diszkusszió: kettős rendszerek I. zóna: r >> a binary / kettős hatása elhanyagolható, dupla tömeg / II. zóna: r ~ a binary / a sebesség még itt is elhanyagolható a III. zónához képest / III. zóna: r ~ b 0 << a binary / kezdeti feltétel ugyanolyan, csak nem izotróp a sebességeloszlás: I. zóna a TKP felé térít, II. zóna rárak egy randomot / A szórási hatáskeresztmetszet számításában elhanyagoltuk a kettős rendszerek hatását! Szögtől függően ez növelheti vagy csökkentheti a hatáskeresztmetszetet. A hatáskeresztmetszet nagyon kicsi, azaz nagyon pontosan el kell találni az objektumot, ha detektálható jelet akarunk! Szerintünk nem jelentős, de numerikus szimulációt lehetne csinálni erre!

27 Diszkusszió: gravitational recoil a pálya számításában figyelembe vett általános relativisztikus effektus → sugárzás lévén nő a befogási hatáskeresztmetszet, tehát csökken a hasznos eseményszám → viszont a sugárzás lévén az eredetileg nem kötött pályák kötötté válhatnak (Lee 1993), és zoom-whirl orbitok jöhetnek létre, és ez növeli a detektálási rátát analógia: SMBH befog stellar CO-t / Hopman & Alexander 2005 /

28 Turner (1977) newtoni pálya, quadrupól sugárzás spin-pálya és spin-spin kölcsönhatás elhanyagolva (jel spektrumában tipikusan elhanyagolható?) ω 0 = v 0 / b 0 = 1/t 0 (v 0 relativ seb.) spektrum maximuma f 0 -nál (f 0 = ω 0 / 2π) széles spektrumú jel, félértékszélesség: 1.5 f 0 szögre kiátlagolt spektrum dE/df zárt analitikus formula Miért is kell a hullámforma az eseménygyakorisághoz? Amplitúdó függ a frekvenciától + széles spektrumú jel → integrálni kell a detektor érzékenységi görbéjére!

29 S/N (mathed filtering) szögre kiátlagolt jel/zaj arány: S/N S n a detektor zajspektruma h(f) a Fourier-transzformált kiátlagolt h(t) jel amplitúdó esemény gyakoriság durván ~ (S/N) -3 optimális orientáció esetén: 4/5 → 4 k detektor párhuzamos használata esetén, ha ebből az egyik közel optimális irányítottságú: 4/5 → 4 + (4/5)(k-1) ½ cikkünkben: 4/5, S/N = 5 Hanford Livingston