Мы знаем, что существует расхождение между измерениями постоянной Хаббла, . С одной стороны, есть метод миссии «Планк», где они используют реликтовое излучение и Модель CDM для определения постоянной Хаббла. С другой стороны, они используют стандартные свечи, такие как переменные цефеиды (например, Riess et al., 2019) и красные гиганты (например, Freedman et al., 2020). Очень точные измерения не перекрываются, поэтому нам нужно «решение».
Один из способов улучшить наши знания о заключается в использовании гравитационных волн для определения постоянной Хаббла ( Фини и др. , версия Arxiv ). Они сравнивают измеренную «силу» гравитационной волны с «силой» волны, когда она была создана, чтобы определить расстояние до объекта-источника. Но как они рассчитывают/определяют «силу» волны в источнике? Я знаю, что они также используют наблюдения EMS для расчета красного смещения (и это красное смещение, преобразованное в радиальную скорость, деленную на расстояние, дает ), но откуда они вычисляют источник-«силу» гравитационной волны? Как иначе они могут определить, сколько энергии потеряла волна? Кажется, я не могу найти ответ.
Если вы измерите форму гравитационного сигнала от вдохновляющей двойной системы, вы сможете в любой точке измерить амплитуду, мгновенную частоту и скорость изменения частоты. Последние два дают вам « массу щебета », которая связана с произведением и суммой масс бинарных компонентов.
Тогда амплитуда гравитационной волны зависит от массы чирпа и расстояния до источника. Таким образом, мы можем оценить расстояние (светимости).
Если мы знаем красное смещение источника или, по крайней мере, красное смещение галактики, в которой он находится, то возможна независимая оценка параметра Хаббла. Поэтому это можно сделать только для источников гравитационных волн с идентифицированными родительскими галактиками (пока это можно сделать только для источников ГВ, которые показывают электромагнитный аналог - сливающиеся нейтронные звезды).
Это немного сложнее, потому что амплитуда также зависит от наклона двойной орбиты к лучу зрения. К счастью, это можно ограничить, измерив относительные амплитуды двух возможных поляризаций гравитационных волн (+ и ×), и это можно сделать, если у вас есть два интерферометра с разной ориентацией плеч (например, LIGO и VIRGO), которые также помогает определить местонахождение источника ГВ в небе для поиска электромагнитных аналогов.
ТимРиас