DECIGO LISA

eLISA/NGO

Rysunek 3.4: Krzywe zuªo± iplanowany hdetektorówkosmi zny h. Lini¡ zerwon¡

zazna zono krzyw¡ zuªo± i DECIGO, linia zielona odpowiada krzywej pierwotnej

wersji detektora LISA, a linia niebieska pokazuje okrojon¡ wersj detektora LISA

nazwanego obe nieeLISA/NGO.

VIRGO byª detektorem zbudowanym przez wªosko-fran uskie konsor jum EGO

(European Gravitational Observatory) na przeªomie XX i XXI wieku. Pó¹niej do

wspóªpra yprzyª¡ zyªy sigrupybadaw zezHolandii,Wgier,atak»ePolski. Sama

antena znajduje si w maªej miejs owo± i Cas ina pod Piz¡ (Wªo hy). Ramiona, w

który h roz hodzi si wi¡zka laserowa maj¡

3

^{km dªugo± i, ale dziki} zastosowaniu te hniki wielokrotny hodbi¢,efektywna droga opty zna lasera siga

120

^{km. Zakres}

zsto± i, wktóry hoperowaªoVIRGOto

10

^-

6000

^{Hz. Laser roz hodziª siw}

tune-la hpró»niowy h, aby minimalizowa¢wszelkie zakªó enia,które mógªby powodowa¢

gaz. Lustrapeªni¡ erol mastestowy h zawieszonebyªy nabardzoskomplikowanym

systemie ienki h linek umiesz zony h w

10

^{m wie»a h. Dla potrzeb tego detektora}

zostaªy opra owane te hnologiebardzo mo ny h, a zarazem stabilny h laserów.

Lu-stra na ko« a h tuneli odzna zaªy si niezwykle du»ym wspóª zynnikiem odbi ia

sigaj¡ ym

99.99

^{%. Caªa aparatura znajdowaªa si w sterylny h} laboratoria h mo-nitorowany hprzez aª¡ dob. Obe nie trwaprzebudowa detektoradowersji, której

zuªo±¢bdzie10-krotniewiksza. Zwikszonazostaniemo laseróworazpoprawiona

termi znaizola ja luster.

3.2.2. LIGO/advLIGO.

ProjektLIGO(LaserInterferometerGravitationalWaveObservatory)todwa

bli¹-nia zeobserwatoria falgrawita yjny husytuowane wStana hZjedno zony h. Jeden

z interferometrów znajduje si w Hanford (stan Washington), a drugi w Livingston

(stan Louisiana). Taka kongura ja pozwala na odizolowanie lokalny hzakªó e« od

prawdziwy h sygnaªów. Te ostatnie bd¡ bowiem dostrzegalne w obu detektora h

z maªym opó¹nieniem wynikaj¡ ym z odlegªo± i midzy nimi. Instrumenty zostaªy

zaprojektowaneizbudowanegªównieprzeznaukow ówiin»ynierówzCIT(California

InstituteofTe hnology) orazMIT (Massa husetts Instituteof Te hnology). Dªugo±¢

ramion, w który h roz hodzi si wi¡zka laserowa to

4

^{km. Budowa uko« zyªa si w}

1999 r, a pierwsze dane zostaªy zebrane w 2001 r. W ostatni h lata h kolabora je

zwi¡zanezdetektoramiLIGOoraz VIRGOpoª¡ zyªy sitworz¡ jedn¡ globaln¡sie¢

detektorów. Pozwala to nie tylko na dokªadniejsze wykrywanie sygnaªów, ale te»

na odtworzenie pozy ji ¹ródªa na niebie (przy pomo y metody triangula ji). Tak

elu zwikszenie zuªo± iinstrumentu. Do elowa zuªo±¢mawzrosn¡¢

10

^{-krotnie, o}

przeªo»y si na

1000

^-krotne zwikszenie zasigu obserwa ji.

Planowane jest te» uru homienie trze iego obserwatorium LIGO na póªkuli

po-ªudniowej. Rozwa»ane jest poªo»enie w Australii (Brooks i in. 2011) lub India h

(Unnikrishnan 2013).

3.2.3. GEO600.

Detektor GEO600 jest owo em wspóªpra y niemie ko-brytyjskiej. Po z¡tkowo

projekt zakªadaª budow instrumentu o dªugo± i ramion 3 km, ale ze wzgldów

-nansowy h powstaªa mniejsza wersjao dªugo± i

600

^{m. Antena usytuowana jest}

nie-daleko Hanoweru (Niem y) i obsªugiwana przez naukow ów z AEI (Albert Einstein

Institute), Leibniz Universität,Glasgow University oraz Cardi University. Budowa

zako« zyªa si 1995 r. Od 2002 roku GEO600 zostaª wª¡ zony do sie i detektorów

LIGO. Gªównymatutem tego detektorajest te hnika ± iskania ±wiatªa, jak¡

opra o-wali lokalniin»ynierowie. Jest to te hnologia,którabdzie wykorzystana w

detekto-ra h II genera ji. Czuªo±¢ ka»dego detektora interferometry znego jest ograni zona

zarówno w niski h jak i w wysoki h zsto± ia h. Poni»ej kilkunastu Hz limitujego

szum sejsmi zny. Drugi konie skali zsto± i (powy»ej kilku kHz) jest niedostpny

przez fakt, »e ±wiatªo lasera skªada si ze sko« zonej li zby fotonów. Sytua je

po-prawia u»y ie mo niejszy h laserów, ale te wywieraj¡ wiksze i±nienie na lustra i

zwikszaj¡ i h temperatur. ‘ iskanie ±wiatªa pozwala naprzesuni ie

doty h zaso-wegolimitu. JestonozpowodzeniemstosowanewdetektorzeGEO600(LigoS ienti

Collaborationi in.2011).

3.2.4. KAGRA.

Projekt KAGRA (Kamioka Gravitational wave dete tor, Large-s ale Cryogeni

Gravitational waveTeles ope), dawniejznany pod nazw¡ LCGT,to japo«ska

ini ja-tywa maj¡ ana elu budow du»egointerferometru, który doª¡ zy do sie i anten II

genera ji. Ramiona, w który h roz hodzi¢ si bdzie ±wiatªo lasera zostaªy

umiesz- zonewstarejkopalniKamiokaznanejzprzeªomowy heksperymentówneutrinowy h

Kamiokande i Super-Kamiokande. Nowatorskim rozwi¡zaniem bdzie zastosowanie

ni¢i h stabilno±¢ termi zn¡. Detektor ten mazbiera¢ dane w tym samym zasie o

advLIGOi advVIRGO.

3.2.5. ET.

Einstein Teles ope jest europejskim projektem detektora III genera ji. Data

re-aliza ji nie jest jesz ze pre yzyjnie znana, ale nansowanie uzale»nione bdzie od

wyników uzyskany h za pomo ¡ advVIRGO. Gdy detektory II genera ji dokonaj¡

pierwszej detek ji fali grawita yjnej, powstanie realna potrzeba budowy wikszy h

i dokªadniejszy h instrumentów. ET w swy h zaªo»enia h ma znajdowa¢ si pod

powierz hni¡ ziemi. Zapewni to izola j od wpªywu oto zenia zwi¡zanego z

aktyw-no± i¡ ludzk¡. Dziki temu mo»liwe bdzie przesuni ie okna zuªo± i do ni»szy h

zsto± i ni» ma to miejs e w przypadku detektorów naziemny h. Ponadto dªugo±¢

jednego ramienia ma wynosi¢

10

^{km, o jest}

2.5

^{raza wi ej ni» najwiksze}

wspóª- zesne anteny. Dªugo±¢ ramienia wpªynie na zasig i dokªadno±¢ pomiarów. Niesie

jednak za sob¡ pewne wyzwania. Konie zny bdzie dostate znie mo ny, a zarazem

stabilny laser oraz doskonaªa pró»nia w skali wikszej ni» doty h zas. Nietypowy

bdzie te» ksztaªt interferometru. Zamiast klasy znego uªo»enia dwó h tuneli pod

k¡tem prostym (przypominaj¡ ym liter L), zde ydowano si na kongura j

trój-k¡ta równoramiennego. Ka»dy bok trójk¡ta bdzie zawieraª dwa niezale»ne tunele,

o w sumie da trzy detektory obró one w stosunku dosiebie. S hemat budowy ET

przedstawia rysunek 3.5.

W skªad grupy zajmuj¡ ej si planowaniem detektora ET w hodz¡ równie»

pol-s y naukow y i in»ynierowie. Plan budowy oraz sz zegóªy te hni zne te hnologii,

którebd¡wykorzystanezostaªobszernieopisanywopublikowanymdokumen ie(ET

s ien eteam 2011). Teorety zna krzywa zuªo± iET niejest jesz ze do ko« a

zde-niowana. Wynikatozfaktu,»e w i¡» rozwa»any h jestkilkakongura jiko« owy h.

Przygl¡daj¡ siwykresowi 3.4mo»na zauwa»y¢, »e ET bdzie miaªzna z¡ o lepsz¡

zuªo±¢ni» wspóª zesne detektory, ale równie» jegooptymalne okno przesunite jest

wstron ni»szy h zsto± i.

W zasie gdy ET rozpo znie swoje dziaªanie, bdziemy po odkry iu pierwszy h

¹ródeª fal grawita yjny h. Spodziewane tempoobserwowany h koales en jiukªadów

nego. Koloramiozna zone s¡ niezale»ne anteny, które zostanaumiesz zone w jednej

lokaliza ji.

podwójny hobiektówzwarty hbdzierzdukilkudziesi iu,anawetkilkusetw i¡gu

doby. Stawia to nowe wyzwania pod zas pro esu analizy dany h. Sygnaªy od wielu

¹ródeª bd¡ nakªadaªy si na siebie. Zjawiska koales en ji obiektów o stosunkowo

maªy h masa h (rzdu kilku mas Sªo« a) bd¡ wido zne w oknie detektora nawet

przez kilkadni. Te hnikianalizysygnaªówbd¡zna z¡ o ró»neodty hstosowany h

dzisiaj. Z problemem tym ju» dzisiaj próbuj¡ sobie poradzi¢ naukow y pra uj¡ y w

zespoleET (Regimbaui in.2012).

3.2.6. DECIGO.

DetektorDECIGO(DECI-Hertz Interferometer GravitationalwaveObservatory)

jest planowanym interferometrem, który bdzie wyniesiony w przestrze« kosmi zn¡.

Stanowitokolejny kroknadrodze domaksymalnegorozszerzenia dostpnegowidma

fal grawita yjny h. Cho¢ jego budowa i start s¡ bardzo oddalone w zasie, ju» dzi±

trwaj¡ pra e nad planowaniem i testowaniem potrzebny h te hnologii. Detektor ma

siskªada¢ztrze hstatków, którebd¡zawieraªyniewa»kiemasytestowe. Odlegªo±¢

midzystatkamimawynosi¢

1000

^{kmtworz¡ trójk¡t}równobo zny. Caªakonstela ja bdzieporuszaªasipoorbi ieokoªosªone znejpod¡»aj¡ za Ziemi¡. Wersja

najbar-dziejoptymisty zna zakªadawystrzelenie ztere h zestawów taki hdetektorów. Dwa

trójk¡ty bd¡ obró one wzgldem siebie i oddalone naorbi ie. Pozostaªe dwa maj¡

zapewnia doskonaª¡ izola j od wszelkiegowpªywu naszej planety. Otwiera tookno

w du»o ni»szy h zsto± ia h ni» mog¡ operowa¢ ziemskie detektory. Planowana

krzywa zuªo± iDECIGO mana elu wypeªnienielukimidzy oknamidetektorów II

iIII genera ji oraz innymkosmi znym detektorem - LISA.

3.2.7. LISA/eLISA/NGO.

W hwiliobe nej przyszªo±¢ anteny LISAjestmo no niepewna. Po z¡tkowo miaª

by¢toprojektnansowany zarówno przezAmeryka«sk¡Agen j Kosmi zn¡(NASA)

jak i przez jej europejski odpowiednik (ESA). Jednak»e w ostatnim zasie NASA

wy ofaªa si znansowania projektu. Pierwotnie LISA miaªa przypomina¢ detektor

DECIGO,ale w zna znie wikszej skali. Trzy statkizawieraj¡ e niewa»kie masy

te-stowe miaªy by¢ od siebie oddalone o

5

^{mlnkm. Ka»dy ze statków} komunikowa¢ si

miaªzinnymizapomo ¡laserów. Takdªugabazapozwoliªabynaobserwa jewmHz

rejonie widma. Konstela ja miaªa porusza¢ si na orbi ie okoªosªone znej ±ledz¡

ru h Ziemi. Gªównym elem obserwa yjnym detektora LISA miaªy by¢ galakty zne

biaªe karªy (Ruiter i in. 2010) oraz masywne zarne dziury. Obe na, niepewna

sy-tua ja nansowa projektu wymusiªa na spoªe zno± i naukowej stworzenie ta«szy h

alternatyw. Jednym z zaproponowany h zamienników anteny LISA jest europejski

projekt nazwany eLISA lub NGO (New Gravitational waves Obserwatory). eLISA

mana elusprostaniezadaniom stawianymniegdy± antenieLISA.Wikszo±¢

rozwi¡-za«te hni zny h pozostaªabez zmian. Zmniejszona zostaªajednakodlegªo±¢midzy

statkami- teraz wynosi¢bdzie ona 1 mlnkm zamiastplanowany h w ze±niej 5 mln

km. Nie o inna bdzie te» kongura ja statków. Nadal bd¡ one tworzyªy trójk¡t,

ale w nowej wersji bdzie to jeden statek matka oraz dwa statki  órki. Ka»da z

 órek bdzie komunikowaªa siz matk¡,alenie ze sob¡ nawzajem. Takie

mody-ka je wpªyn¡ na obni»enie zuªo± i oraz przesun¡ okno zuªo± i ku nie o wy»szym

zsto± iom(patrz rysunek 3.4).

obiektów zwarty h.

Pouru homieniudetektorówfalgrawita yjny hIIgenera jitaki hjakadvVIRGO

iadvLIGO(Smith&LIGO S ienti Collaboration2009; Spalli iiin.2005)na

do-bre rozpo zniesi era astronomiigrawita yjnej. Dlatego tak istotnejest teorety zne

zbadaniewªa± iwo± ipoten jalny h¹ródeª,które bd¡obserwowane. Niniejszapra a

skupiasinaukªada hpodwójny hobiektówzwarty h,gdy»s¡onenajlepszymi

kan-dydataminasilne emiteryfal grawita yjny h. Literaturafa howaobtuje w

opra o-wanianatematró»ny haspektówzwi¡zany hzwªa± iwo± iamiukªadówpodwójny h

obiektów zwarty h(Nelemans &van den Heuvel2001; Voss&Tauris2003; De

Don-der & Vanbeveren 2004; Sipior& Sigurdsson 2002; Pfahl i in. 2005;Dewi i in. 2002,

2005; Bogomazov i in. 2007; Kiel i in. 2010). Rozwa»any byª zakres mas obiektów

zwarty h(Gondek-Rosi«skaiin.2007),spodziewana zsto±¢ zjak¡do hodzi¢bdzie

dokoales en ji(Abadie i in.2010),a nawet wpªyw spinu(S hnittman 2004; Mandel

&O'Shaughnessy2010). Wniniejszymrozdziale h ieliby±myzbada¢wpªyw

eks en-try zno± iukªadunaobserwowany sygnaª. Poprzezemisjefal grawita yjny h,orbita

ukªadu podwójnego za ie±nia si, a jedno ze±nie yrkularyzuje. Ten drugi pro es

nastpujeszyb iej,a zatemuzasadnionejest twierdzenie,»e orbita jestwbardzo

do-brymprzybli»eniukoªowa wostatni hsekunda h przed zlaniemsiukªadu. Wªa±nie

wtedy spodziewamy si najsilniejszego sygnaªu w zakresie fal grawita yjny h.

Wy-daje si wi , »e rozwa»anie eks entry zno± i jest bezzasadne. Mo»e by¢ to prawd¡

dla detektorów naziemny h, które niedawno zostaªy zamknite. W przyszªo± i

b-dziemy dysponowali antenami ET, DECIGO, eLISA, który h okno zuªo± i

zlokali-zowane bdzie w obszarze ni»szy h zsto± i, dalej od samej koales en ji. Ozna za

to,»e orbita mo»ewykazywa¢ jesz ze pewn¡ eks entry zno±¢. To jak du»y bdzieto

efektzale»y przede wszystkim odpo z¡tkowej warto± ieks entry zno± i, alerównie»

od mas skªadników ukªadu oraz rozmiarów samej orbity. Je±li zna z¡ a z±¢

ukªa-dówpodwójny h za howuje z±¢ swojejeks entry zno± i w hodz¡ w okno zuªo± i

detektora, to powinni±my bra¢ to pod uwag pod zas analizy dany h.

Najpopular-niejsz¡metod¡poszukiwaniasygnaªówodzlewaj¡ y hsiobiektówzwarty hjesttak

zwana metoda dopasowywania ltrów (zang. mat hltering). Polega ona na

dopa-me hanizmgenera jifalorazparametrysamego¹ródªa,tymlepszyteorety znymodel

mo»emy wyprodukowa¢, a tym samym dokªadniejsze bd¡ nasze dopasowania.

Po-szukiwanie sygnaªu od eks entry znego ukªadu za pomo ¡koªowego ltru mo»e

po-wodowa¢bªdy w analizie. Brown &Zimmerman(2010), apó¹niej Huerta & Brown

(2013) wswoi h pra a h analizowaliwpªyw tego zjawiska naefektywno±¢

znajdowa-nia sygnaªów grawita yjny h wdetektora h LIGOi advLIGO. I hwyniki wykazuj¡,

»e eks entry zno±¢ tu» przed sam¡ koales en j¡ musiaªaby by¢ wiksza od

0.1

^{, aby}

efektywno±¢ spadªa wsposób zna z¡ y. Dla detektorów operuj¡ y h wni»szy h

z-sto± ia h ten efekt bdzie spotgowany. W niniejszym rozdziale naszym elem jest

zbadanie jak du»o ukªadów podwójny h obiektów zwarty h bdzie miaªo zna z¡ ¡

eks entry zno±¢ pod zas prze hodzenia przez okno zuªo± inaziemny h detektorów.

Dzikiobserwa jomradiowymznamy wnaszej Galakty esze±¢ ukªadów

podwój-ny h zawieraj¡ y h obiekty zwarte, który h zas do zlania jest krótszy od wieku

Wsze h±wiata(zwanego zasemHubble'a). Wszystkieteobiektyskªadaj¡sizgwiazd

neutronowy h. Nie mamy »adny h bezpo±redni h dany h na temat ukªadów

zªo»o-ny h z dwó h zarny h dziur b¡d¹ z zarnej dziury i gwiazdy neutronowej. Obiekty

obserwowane w zakresie radiowym zna z¡ o ró»ni¡ si od ty h, które zoba zymy w

pa±mie fal grawita yjny h. Dziaªaj¡ tu zupeªnie inne warunki selek ji obserwa yjnej

(Osªowskii in.2011;Gondek-Rosi«skai in.2005). Spodziewamy si, »e istnieje du»a

popula ja iasny hukªadówgwiazdneutronowy h,któreniewido znes¡w

doty h za-sowy hobserwa ja h, alei hkoales en je bd¡gªo±nymi¹ródªamifalgrawita yjny h

(Bel zynski i in. 2002). W stosunku do podwójny h zarny h dziur oraz ukªadów

mieszany h( zarnadziuraigwiazdaneutronowa)musimy aªkowi iepolega¢na

teo-rety zny h modela h ewolu yjny h. W niniejszym rozdziale zaprezentujemy rozkªad

eks entry zno± ipopula jiukªadówpodwójny h obiektówzwarty h woknie zuªo± i

obe ny h i przyszªy h detektorów fal grawita yjny h. Przez obe ne detektory

rozu-mie¢ bdziemy zaawansowane wersje anten LIGO i VIRGO, dla który h doln¡

gra-ni ¡ zuªo± i bdzie

30

^{Hz. W±ród przyszªy h detektorów rozwa»amy dwa: Einstein}

Teles ope, zwany dalej ET (Van Den Broe k 2010) ( zuªy od

3

^{Hz) oraz DECIGO}

(Kawamura 2006;Setoiin.2001)( zuªyod

0.3

^{Hz). Warto± ites¡}przybli»one,gdy»

zuªo±¢ ka»dego detektora jestskomplikowan¡ funk j¡ zsto± i, którazmieniasi w

zasie. Jednak»e dladalszy hrozwa»a« takieuprosz zenie jest uzasadnione.

Program StarTra k (Bel zynski i in. 2002, 2008) jest kompleksowym kodem

numery znym, który przeprowadza ewolu j masywnej gwiazdy od i¡gu gªównego

wiekuzerowego(ZAMS) a»doutworzeniaobiektuzwartego. Uwzgldniaonzarówno

pro esy ewolu yjne za hodz¡ e we wntrzu gwiazdy, jak równie» efekty zwi¡zane z

ewolu j¡ w ukªadzie podwójnym (transfer masy, efekty pªywowe, wspólna oto zka,

syn hroniza ja). Kryty znym momentem jest wybu h supernowej, pod zas którego

powstaj¡ y obiekt zwarty otrzymuje dodatkowy odrzut. Wynika to z

niesymetry z-no± isamego zjawiska wybu hu supernowej. Ta dodatkowa prdko±¢ mo»e

doprowa-dzi¢ do rozerwania ukªadu podwójnego. Jest te» bezpo±redni¡przy zyn¡ powstania

eks entry zny h orbit pó¹niejszy h ukªadów obiektów zwarty h. Prdko± i mªody h

gwiazd neutronowy h wskazuj¡, »e odrzuty pod zas wybu hu supernowej mog¡ by¢

rzdukilkusetkms

− 1

(Hobbsiin.2005). Spodziewamysi, »ewprzypadku zarny h

dziur prdko± i te powinny by¢ mniejsze. Wiksza masa obiektu entralnego

powo-duje, »e niemal aªa materia wyrzu ona pod zas wybu hu wra a do zarnej dziury.

A zatem ukªady, w który h powstaj¡ zarne dziury powinny z± iej prze»ywa¢ w

stosunkudo ty h z gwiazdami neutronowymi.

Innym klu zowym momentem jest tak zwana faza wspólnej oto zki (Webbink

1984). Do hodzi do niej gdy masywniejsza gwiazda ju» utworzyªa obiekt zwarty

w wybu hu supernowej, a mniej masywna wypeªniªa swoj¡ powierz hni Ro ha i

rozpo zªa niestabilny transfer masy na towarzysza. W wyniku takiego przepªywu

materii oba skªadniki zbli»aj¡ si do siebie, a nastpnie obiekt zwarty mo»e wpa±¢

w oto zk du»ej gwiazdy. Faza ta trwa bardzo krótko i mo»e sko« zy¢ si zlaniem

obiektu zwartego i j¡dra olbrzyma. Czsto wspólna oto zka ini jalizowana jest gdy

gwiazdaprze hodziprzeztakzwan¡przerw¡Hertzsprunga,gdziegwaªtowniewzrasta

jejpromie«. Tego typu gwiazdy nie maj¡ jednak dobrze zdeniowanej grani y

mi-dzyj¡drem i oto zk¡,wi odrzu enie oto zki jestniemo»liwe inajprawdopodobniej

nastpujezlanie obiektów. Sza uje si, »e uwzgldnienie tego efektu powoduje

obni-»enie tempa koales en ji ukªadów podwójny h zarny h dziur o

2

^-

3

^{rzdy wielko± i}

w ±rodowisku o metali zno± i sªone znej. Zmniejszenie metali zno± i powoduje, »e

mniejgwiazd ini juje wspóln¡ oto zk na przerwie Hertzsprunga, dziki zemu

pro-dukowany h jestwi ej ukªadów podwójny h. W rze zywisto± i bardzomaªo wiemy

Wnaszy hobli zenia hprzetestowali±my kilkamodeli,abysprawdzi¢jakzmiana

po-sz zególny h parametrów wpªywa nawyniki ko« owe. Rozwa»ali±my dwie

metali z-no± i: sªone zn¡ (ozna zon¡ przez Z) oraz

10%

metali zno± i sªone znej (ozna zon¡

przez z). Napodstawie obserwa jiprdko± i pojedyn zy h gwiazdneutronowy h

od-rzutpod zaswybu husupernowejjestlosowanyzrozkªaduMaxwellao

σ = 265

^km/s

(model K). Dodatkowo zbadali±my jaki wpªyw miaªoby zmniejszenie tej warto± i o

poªow (model ozna zony jako k). Wzili±my te» pod uwag niepewno±¢ zwi¡zan¡

z przerw¡ Hertzsprunga. W modela h ozna zony h liter¡ A wszystkie ukªady, które

zaini jowaªy wspóln¡ oto zk naprzerwie Hertzsprunga prze»ywaj¡, a wmodela hz

liter¡Bwszystkietakieukªadyulegaj¡zlaniu. Tabla4.1prezentujelistrozwa»any h

modeli.

Tabli a4.1: Listarozwa»any h modeli.

Model Metali zno±¢

σ

^[kms

^{− 1} ]

^HG

AZK

Z ⊙ 265.0

⁺

BZK

Z ⊙ 265.0

-AZk

Z ⊙ 132.5

⁺

BZk

Z ⊙ 132.5

-AzK

10% Z ⊙ 265.0

⁺

BzK

10% Z ⊙ 265.0

-Azk

10% Z ⊙ 132.5

⁺

Bzk

10% Z ⊙ 132.5

-Tabela 4.2 przedstawia statysty zne wªasno± i popula ji ukªadów podwójny h

obiektów zwarty h uzyskany h zapomo ¡programu StarTra k. Trzy panele

odpo-wiadaj¡ró»nymtypomukªadówpodwójny h: podwójnegwiazdyneutronowe(BNS),

ukªadyzªo»onezgwiazdyneutronoweji zarnejdziury(NSBH)orazpodwójne zarne

dziury (BBH).Dla ka»degomodeluwyzna zona jest±rednia masa aªkowitaukªadu,

±rednia masa  hirp oraz ±rednia zsto±¢ ostatniejstabilnej orbity.

StarTra k. Dlaka»degomodelupoli zonajest±redniamasa aªkowitaukªadu,

±red-niamasa  hirp oraz ±rednia zsto±¢ ostatniej stabilnej orbity.

W dokumencie Astrofizyczne zastosowania detekcji układów podwójnych obiektów zwartych w falach grawitacyjnych (Stron 38-49)