Wir wissen, dass es eine Diskrepanz zwischen Messungen der Hubble-Konstante gibt, . Auf der einen Seite gibt es die Methode der Planck-Mission, wo sie das CMB und die verwenden CDM-Modell zur Bestimmung der Hubble-Konstante. Auf der anderen Seite verwenden sie Standardkerzen, wie Cepheid-Variablen (zum Beispiel: Riess et al., 2019) und Rote Riesen (zum Beispiel: Freedman et al., 2020). Die sehr genauen Messungen überschneiden sich nicht und daher brauchen wir eine „Lösung“.
Eine Möglichkeit, unser Wissen zu verbessern ist die Verwendung von Gravitationswellen zur Bestimmung der Hubble-Konstante ( Feeney et al. , Arxiv-Version ). Sie vergleichen die gemessene „Stärke“ der Gravitationswelle mit der „Stärke“ der Welle bei ihrer Entstehung, um die Entfernung zum Quellobjekt zu bestimmen. Aber wie berechnen/bestimmen sie die „Stärke“ der Welle an der Quelle? Ich weiß, dass sie auch eine EMS-Beobachtung zur Berechnung der Rotverschiebung verwenden (und diese Rotverschiebung, umgewandelt in Radialgeschwindigkeit geteilt durch die Entfernung, ergibt ), aber woher berechnen sie die Quellen-„Stärke“ der Gravitationswelle? Wie können sie sonst feststellen, wie viel Energie die Welle verloren hat? Ich kann die Antwort nicht finden.
Wenn Sie die Gravitationswellenform von einem inspirierenden Doppelstern messen, können Sie an jedem Punkt die Amplitude, die Momentanfrequenz und die Änderungsrate der Frequenz messen. Die letzten beiden ergeben die „ Chirp-Masse “, die sich auf das Produkt und die Summe der binären Komponentenmassen bezieht.
Die Amplitude der Gravitationswelle hängt dann von der Chirp-Masse und der Entfernung zur Quelle ab. Damit können wir die (Leuchtkraft-)Entfernung abschätzen.
Wenn wir dann die Rotverschiebung der Quelle kennen oder zumindest die Rotverschiebung der Galaxie, in der sie sich befindet, dann ist eine unabhängige Schätzung des Hubble-Parameters möglich. Daher kann dies nur für Gravitationswellenquellen mit identifizierten Wirtsgalaxien durchgeführt werden (bisher ist dies nur für GW-Quellen möglich, die ein elektromagnetisches Gegenstück aufweisen - verschmelzende Neutronensterne).
Es ist etwas komplizierter, weil die Amplitude auch von der Neigung der binären Umlaufbahn zur Sichtlinie abhängt. Glücklicherweise kann dies eingeschränkt werden, indem die relativen Amplituden der beiden möglichen Gravitationswellenpolarisationen (+ und ×) gemessen werden, und dies kann getan werden, wenn Sie zwei Interferometer mit unterschiedlicher Ausrichtung ihrer Arme haben (wie zum Beispiel LIGO und VIRGO), was auch hilft, die GW-Quelle am Himmel zu lokalisieren, um nach elektromagnetischen Gegenstücken zu suchen.
TimRias