引言： 本博文记录我读过的paper和读paper时的想法和记的笔记。2018年争取读30篇！
2018-07-13
2018-07-13
我们需要算一下天上能看见一次microlensing的概率，因为只有两个恒星的角距离小于一个爱因斯坦半径 (mas量级) 才能发生microlensing。所以天空中有个恒星分布，那么发生microlensing的概率是多少？
Parczynski提出可以用microlensing来寻找银河系halo之中的MARTRO (massive astronomical massive compact object)。那么就可以检验halo中DM的组分是不是这个MARTRO。
通过观测银河系纬度比较高的地方的microlensing事件，就可以大致猜测这个microlensing是由于MARTRO引起的，而非stars in Milky Way.
Weak lensing is quite different from strong lensing. Weak lensing is , so we need to use some statistical method to discover this effect. Weak lensing can be used to estimate the mass of DM.
潘书航同学的ppt见这里。
见这里.
2018-04-07
见这里.
还没读呢
2018-04-01
2018-04-01
原文见这里。
掩食概率大概是10%。，几何上也容易理解，是个torus。对于热木星大概是10%，而一个恒星有热木星的概率是1%，
掩星不能太靠边，这样就有.
Limb darkening: Limb处看到恒星的深度比较浅，温度低，所以亮度也低（黑体辐射）。
1995年第一次RV发现，2000年的时候已经用RV观测到了10颗热木星了，然后用掩食去检测，看到了1颗。
问题：resolution不够，那么相互掩食的恒星-恒星系统就在pixel里与正常星bin在一起了，所以坑就变浅了，我们以为它是一个行星。所以我们需要用RV去认证。
extinction跟颜色有关系，如果校准星的颜色跟目标星不一样，那又得修正颜色带来的extinction不同的效应。
轨道共振：导致周期不再是准确的。TTA->moons???? 卫星导致光变曲线变化，也有轨道摄动。
Discussion部分：
原文见这里。林潮的文章见这里；关于系外行星探测的Review文章见这里Review；Scientific American采访见这里.
本文仅纪念我被怼死的一次presentation。。。上次还是去年CUPT的时候被王远皓这样怼过。。。
本文谈的是人类历史上第一次发现一颗木星质量大小的系外行星的故事。本文献给复旦大学正在发着高烧的芒果同学。
这些东西没什么太多好讲的，就是基本的物理图像。视向速度的表达式
可以用一些矩阵的东西推出来，并不是很复杂。我们发现，如果忽略偏心率的话，这个视向速度可以写成：
,
之后我们会谈到这个东西的拟合。
视向速度能够被探测到的根本原因是因为视向速度会造成Doppler shift，我们探测视向速度的方法也是去测量光谱的shift，然后根据公式就可以算出视向速度.
这里面值得注意的是，木星与太阳系统带来的典型, 地球与太阳系统带来的, 太阳表面自转的速度大概是. 这一页ppt里引入了一个非常重要的物理量叫做质量函数 mass function of a binary system，左边都是可观测量，右边是质量。
天文里面用的很多的是cross-correlation function，用来探测两个信号的相关性。这里我们用CC来分析谱线的shift和展宽情况。上面这个图里展示了一个简单的例子，用星系的SED去检查这个CC到底有没有用。实际工作中，CC即能判断shift，还能判断展宽的情况。paper里的第一个CC function的图意思就是看这个展宽的情况与CC的对应关系。其实这段我一直觉得很模糊，不是特别clear。
讨论到真实处理光谱的时候，首先有个导致的stretch的效应，这个其实很容易消除，只要给实验室光谱乘上这么个因子即可。其实真实处理的时候，把吸收线标记为0，把连续谱标记为1，然后再去做CC。这样谱线的宽度也就会展现在CC的值里头。谱线的宽度来源有二，一个是恒星自转产生，一个是thermal展宽。
下面是观测的细节了，也是我被怼的最惨的地方（好像一直都很惨）。首先是radial velocity accuracy是怎么回事。首先ELODIE的光谱分辨率是，按理说只能分辨的shift，但是为什么accuracy是呢？这就涉及到信噪比的问题。我们现在想要测一个吸收线的峰值位置，那么这个位置的测量accuracy就是测量一个分布的平均值的误差（标准差）。举个例子，我们要测量一个Gauss分布中心的位置，那么这个位置测量的标准差就跟信噪比有关系，而且是反比关系。简而言之就是举个例子：我拍了一个恒星，它在CCD上的分布大概可以近似为一个二维Gauss distribution。当光子数很小、曝光时间很短、SNR很小的时候，那么测量这颗star的位置每次测量都会不一样，那么标准差就很大。如果我一下就曝光很久，SNR非常高，那么平均值的标准差就很小。而我们知道， ，N即曝光时间或者光子数。所以这里光谱仪的极限星等9m是个很亮的值，就是为了SNR比较大。同时也尽可能让exposure time尽可能大，但不能大到溢出了。为了保证观测的准确性，光谱仪先观测恒星再观测calibration lamp，同时用了一个打乱的光纤来减小系统误差。注意：这个仪器为了减小外界环境带来的影响，要尽可能保证仪器处于一个相对stable的情况，比如放在真空中啊，控制温湿度磁场电场之类的不变。后面又会提到这个事情。
这张ppt里涉及到了radial velocity数据处理的关键问题，就是如何确定这些parameters。下面假定偏心率为0，那么。 我们先假设一个周期，那就得到一个，那么我们把radial velocity写成：
,
于是令，则问题化成了一个线性使用最小二乘法拟合的问题：
.
这样，就可以利用全部时间序列的数据拟合出一个出来。那么周期是怎么确定的呢？对于每一组参数，都能算出来一个残差平方和，叫做，于是一个周期就对应一个，那么只需要调整周期使得最小即可定出周期。
给定后两个参数，然后对4 epochs的数据再去拟合，得到的结果见上图。发现会有一个Long period variation，于是猜测该系统会不会有第三个planet？但是之后更高精度的观测否定了这个 -velocity的猜测（Subo说的）。
如果固定-velocity不变，去fit eccentricity的话，得到，所以我们暂时认为偏心率为0来分析后面的内容。这里还可以根据观测量算出system的mass function为 .
我在看paper的时候忽略了一个非常重要的东西。直接根据mass function，又已知51 Peg的质量大概是一个solar mass，那么就容易推出 . 问题就来了，如果这个特别小，那么行星质量就可能很大，那不就是个恒星了？凭什么说是个Jupiter？那么我们需要算一个概率。如果, 那么需要.假设观测者在空间方向上均匀分布，那么能够观测到的概率就是球面上两个张角为0.1 rad球冠面积比上球面总面积（立体角）。我们简单算一下（前提是这个角很小，可以用平面来近似球冠）：
所以四个木星质量以上的概率是百分之一，那么观测到这个companion是的最小恒星的概率就非常非常小了。所以我们假设这次观测没有走运到那么小的概率里面去。
为了更加精确地确定这个inclination angle，一个办法就是看恒星的rotation。从谱线展宽会得到一个视向的rotation速度，即，那么如何才能知道equator的rotation速度呢？这个问题比较challenging。我们知道（我不知道），这颗恒星可以近似看成太阳，所以半径也差不多。所以如果知道了equator的自转周期，就可以确定一个. 恒星磁场的形成现在有一个发电机模型，也就是恒星自转越快呢，磁场就越强。磁场的性质可以通过Ca[II]线去表征。对于邻近恒星，可以得到Ca[II]线和自转周期的经验定律，于是应用到51 Peg就可以得到自转周期的信息： 所以算出来. 这样看的话发现这两个速度差别不太大，这很好，说明planet自转轴与公转周轴的夹角不太大。
通过以上数据可以算出来 。带入mass function，马上得到planet质量上限。如果假设planet自转轴与公转周轴的夹角为10度，得到的质量上限是.
对观测到的视向速度的解释不只是companion这一种，还能是sunspot和pulsation。对于sunspot，按理说观测到的视向速度周期应该与测量色球得出的恒星自转周期相匹配，但是显然不匹配。其次，如果51 Peg的周期是4.23天的话，那么它应该相当年轻，而且有相当强的色球活动，这都与观测不符。
还有解释是pulsation。根据pulsation理论，恒星的光度、颜色和谱线的对称性都会发生变化，但是观测都没观测到。其次，instability 的恒星都分布在赫罗图的一个小区域上，但是显然太阳不在那个区域之内。因此理论上不太可能发生如此大的速度振幅（50m/s）的pulsation。
剩下一个solution只能是companion了。
奇怪的是问题是，根据行星形成理论，要形成一个木星质量的行星，先得形成一个15个地球质量的core (which is made of rock and ice)，然后才能不断吸积成一个木星。那么奇怪的是，在0.05AU处根本不太可能形成这么一个core，也就不太可能形成木星。于是有两个假说（Lin et al. 1996)，一个是高偏心率轨道迁移假说，另一个是disk condensation假说。
Q: In contrast, it seems like the theorists were fully ready to embrace the idea that a Jupiter-size world could migrate extremely close to its star.
A: Yes, in fact the answer had already existed for 15 years. The first paper published on orbital migration by Peter Goldreich and Scott Tremaine—two very important men in astronomy—was devoted to the study of a small body embedded in a disk. The body could be a small galaxy in the disk of a large galaxy or a planet in an accretion disk [the dusty structure around a newborn star]. In the abstract of this paper the last sentence read: “Jupiter was not born where it is today.” That was in 1980.
高偏心率轨道迁移假说是指，hot Jupiter先在5AU的地方形成，而且它外部存在着一个引力摄动源，将其轨道摄动成一个高偏心率的轨道。注意：只有当行星与太阳距离较近的时候tidal dissipation才会很明显。高偏心率轨道正好提供了这样一个场合。dissipation之后的木星离太阳可以相当近，而且做圆轨道运动。
Disk condensation大概是指（我不太记得清了）所有行星形成之前有个dust disk，这个disk上有些尘埃因为扰动开始聚集，然后慢慢形成木星再慢慢由于dust的作用演化到0.05AU。（这段文字可能很有问题！）
我们可以根据这个hot Jupiter还存在着大气来推断它的最低质量。计算都很容易，最后得到一个.
除了热木星之外，还有可能是一个褐矮星，这个褐矮星与51 Peg相互绕转，同时褐矮星上的大气很多也被evaporation掉了，剩下的并不多，所以质量很小了。此时的褐矮星的逃逸速度一定大于thermal velocity了，不然会继续evaporate。
以上这个计算表明了tidal dissipation的时标与恒星/行星的年龄相仿，从而说明了这个机制或许是可能的。
最后想分享一下感想，一个是做科研一定要细致，一个是英语一定要好！
In the two decades since, Mayor and his colleagues have deployed a variety of techniques to discover nearly 2,000 more exoplanets, worlds of staggering diversity. Researchers now estimate there are tens of billions of planets similar to Earth throughout our galaxy. Although Mayor’s breakthrough work helped kick-start what was then a new field of exploration, it did not exactly make him famous. His work was quickly overshadowed by findings from larger teams and big-budget satellite missions—and by more quotable, native-English-speaking researchers. Nevertheless, when Scientific American caught up with Mayor he was in high spirits, cheerfully describing his historic moment as well as his ongoing, boundary-pushing exoplanetary searches.
Q: And yet the later discoveries by other teams also overshadowed your early work, at least in the English-speaking media. A: It’s true, we don’t have so many callers from the U.S. I’m just sorry my English is so bad.
2018-03-13 于北京大学元培学院自习室
2018年3月6日天体物理讨论班上的一些讨论结果列在下面。
在天体物理讨论班上做ppt要做16:9比例的。
一个问题是，LIGO的detector noise的分布是一个连续谱上叠加一些分立的尖峰，这些东西的形成是怎么回事？
一个很vital的问题是：光在传播过程中，与整个时空一起被distort，那么光到底是怎么改变相位的？这个问题我一直也没有搞清楚，或许学了GR之后会有一些结果。
我们设计一个假想实验：一个单臂的cavity，一边装有激光和CCD，另一边装有一个反射镜，已有的系统可以精确测量单一光子从发射到接收的时间差。在平直时空里，如果把cavity的长度记为，那么这个时间差就应该是. 那么这样的单臂装置能否探测引力波？
答案是肯定的，但是这样的单臂装置只能探测波矢 在特定方向的引力波，也就是有一些盲区。具体来讲，下图中绿色的引力波可以被探测到，而红色的引力波则探测不到，因为红色引力波对于spacetime和光同时作用。
因而，设计LIGO的巧妙之处就在于，两个臂能够探测到更多方向的引力波，干涉的意义在于将两个臂的信号进行比较。同样，LIGO也有其观测盲区。Virgo的观测盲区就对确认GW170817事件的位置起到了关键性的作用。
BNS merger事件中GRB延迟1.7s才到达地球，这个原因主要是GW的产生于GRB的产生从物理机制上就是不同步的。其次，如果认为GRB和GW在传播过来的过程中由于各种medium的折射率导致了时间差，那么可以得到引力波与光速的相对速度差为，这一数值限制和排除了一些dark energy的模型，因为DE模型会预言GW和光速的差别。（是这样的吗？）
如何从引力波的波形上来判断出这两个致密天体相互绕转的偏心率大还是小？是椭圆还是圆？一个非常非常好的想法是：极限思维。当偏心率很小的时候，基本上是圆，那么整个strain就应该随时间平稳，随着inspiral缓慢变化。但如果偏心率非常非常大，两个致密天体距离极小值非常小，极大值又非常大，那么根据GR，系统仅在间距非常小的时候强烈辐射引力波，那么看到的波形就应该是一个准周期的急剧增强。这个想法非常非常物理，很有赵凯华和费曼的风格！！！
在GW170817事件中，是怎么判断出是两颗中子星合并而非两颗黑洞或者一个黑洞一个中子星？一个想法是，两个黑洞的质量很可能大于chirp mass推出的那一套。但是根据陈弦的说法，质量小于的黑洞是会被蒸发的，但是几个太阳质量的恒星的寿命是好几个Hubble time，可以稳定存在下去。因此几个太阳质量的黑洞merger是可能的。另一个说法是看具体的waveform的不同。其实也有道理，因为中子星是个有结构的东西，而黑洞是一个质点（小黑洞没有吸积盘？？？），因此其四极距可能表现出的性质不同，waveform也不同。这个陈弦没仔细说。但是最重要的一点是，BBH merge之后不会有剧烈的物质抛射，不会形成GRB和其他波段的明亮光学对应体。但中子星不同。这篇GW170817 claim是BNS合并的主要原因就在于光学对应体。那就会问了，黑洞-中子星merger是什么情况？可以说，黑洞中子星merger的物质喷发肯定没有BNS merger猛烈。
还有个问题是，BNS merger之后形成的东西是BH还一个新的中子星？如何去观测验证？这个问题非常challenging。一个可能的办法是这样的。merger喷射出去的物质有一部分会回落，而回落到中子星表面和回落到BH里面产生的物理效果是不同的。去BH里就啥也看不见或者辐射比较弱（顶多是被BH吸积然后particle之间发生摩擦），但是撞到中子星表面就不一样。中子星表面是硬的（相对黑洞），所以是一个更好地把particle的动能转化为热能从而radiation出来的场所。因而通过长期观测BNS merger的光学对应体的光谱等办法就能够大致判断merger的结果是什么样。
今天是李海桐生日。
还是继续好奇一下，Abbott是哪路神仙。
问题：post-Newtonian waveform model是什么玩意？
好文章的abstract写得简明清晰，没废话。
2017年8月17日，LIGO-Virgo观测到了两个小质量致密天体发出的GW。之前对中子星PSR B1913+16轨道的观测、以及银河系内一些BNS轨道的观测就已经发现中子星可能往外辐射GW从而影响轨道。这为干涉仪探测到双中子星并合提供了一些可行性。
值得一提的是，Advanced LIGO的第一轮观测O1根本就没有发现小质量天体(小于)发出引力波（当然这个是有一个可信度的limit，在这个limit之下没发现）。这就对BNS merger事件发生的速率提出了一个上限，即.
在第二轮观测O2的117天里，观测到了两个BBH事件，以及一个BNS事件。这个BNS是O2中最强的信号，SNR=32.4。这个事件的chirp mass为：，在section IV中算得总质量在之间，单个中子星的质量在。我们已知的BNS系统总质量在，单个中子星质量. 因此这就印证了本次事件是BNS merger。为什么不是BH-NS merger呢？因为两三个太阳质量的BH在银河系里不太常见（their inconsistency with the masses of known black holes in galactic binary systems，所以排除（小质量的BH都蒸发了？）。(我估计仔细根据频率算算，可能可以排除)
三台仪器的detector horizon不一样，detector horizon是一个长度量，定义为SNR=8的事件的距离。LIGO-Livingston、Hanford、Virgo的detector horizon分别为218、107、58Mpc。
下图是频率-时间图，一个很有意思的现象就是，高频部分看起来噪音很细碎，即噪音随时间变化很快，但在低频部分噪音随时间变化较慢，其实这很显然。
再分析具体数据的时候，肯定需要扣除噪声。对于两个LIGO的数据，扣除的噪声主要有：terrestrial contribution to detector noise, calibration lines, 还有美国60Hz交流电的噪声。对于LIGO-Hanford，特别清除了laser pointing noise，大大提高了SNR。但是Virgo数据的SNR太低了，没参与其他参数的确定，只是参与了事件的localization。Virgo数据太差的原因是：detector horizon太低，而且source相对于antenna pattern的方位也不合适。
更惊险的是，在merger之前1.1s时Livingston的LIGO出现了一个instrumental noise transient（也叫做glitch），看起来真的非常强烈，导致了5ms信号（D/A converter of the feedback signal controlling the position of the test masses）的饱和。这种glitch每几个小时就会发生一次，但是两台LIGO之间发生glitch没有什么相关性。发生glitch的原因还未知。最后用了一系列的方法吧glitch修正了（glitch was modeled with a time-frequency wavelet reconstruction)。
同样，跟BBH一样，BNS merger GW的观测也没有任何能够影响结果的environmental disturbance。
对于Virgo，各种噪声就很多了。但是在数据分析中，没有扣除Virgo的任何noise，因为Virgo的作用就是localization。
GW170817刚开始是Hanford用numerical GR算出的waveform进行fit的时候发现的，因为当时Livingston有glitch，所以机器没有自动发现Livingston的信号。但之后人工看数据时发现Livingston也有。之后又发现了GRB 170817A。
为了更快的定位，LIGO有一种fast localize algorithm，但是精度有限。当时用rapid方法定下来的region大小为31平方度。快速定下区域的好处是可以马上让其他天文学家找光学对应。当时定位的图见下面。十字叉丝的位置是NGC 4993的中心位置。浅蓝色区域是LIGO-Virgo用rapid方法定位的结果，绿色区域是用了更精确的方法定位的结果，最后是28平方度。引力波事件的距离也与NGC 4993的距离一致。
最后还说了一下这个事件的真实性。在前前后后5.9天时间里，还有一个SNR=18.3的时间。
Astrophysical rate
根据这次BNS事件，可以推断出宇宙中发生BNS merger事件的速率是.
由BNS mergers产生的随机引力波背景可能和BBH mergers产生的随机引力波背景是同一个量级。这句话还有待更sensitive的实验去检验。
Remnant
一个可以检验的东西就是BNS merger之后还有没有引力波的辐射。根据LIGO的现有的灵敏度、方法和数据，没有观测到postmerger signal。但是不能排除有postmerger signal。
Tests of gravity
从GRB与GW的1.7s的时间差上可以推算出gravity的速度、检验洛伦兹协变性和等效原理。这次BNS signal的时间(~100s)比BBH的时间(~0.5s)长很多很多，这或许能够帮助设定更好的waveform去fit之后的transient事件。
Cosmology
这里还挺有意思。仅根据GW事件数据可以推得source的luminosity distance，然而source又在galaxy中，所以也就知道redshift。根据luminosity distance和redshift，就可以推得哈勃常数. 从另一方面来讲，如果我们假设之前测得的cosmology parameters都是准确的，然后用来反推luminosity distance，这就给source的inclination angle（与GRB的方向相联系）做出了constraints。
原文见PRL 116, 061102 (2016)，GW150914的数据见Data release for event GW150914。
本文是人类历史上第一次直接探测到引力波事件。本次引力波事件GW150914的频率范围是35~250Hz，峰值强度为. 波形与双黑洞合并理论预言出的波形相一致。本次事件的可信度为5.1, 有3.0个太阳质量变成了引力波辐射出来。这篇文章行文逻辑清晰，语言简洁，是一篇非常好的文章。很好奇这个一作B. P. Abbott是哪位大仙，reference里全是他的paper。
GW: 1916年，线性化后的GR弱场方程有平面波解，波速为光速，由质量四极矩产生。
BH: 1916年史瓦西写出了黑洞解；1963年Kerr引入旋转黑洞（黑洞旋转的速度与吸积速率、喷流有关系）；之后quasi-normal和relativistic two-body dynamics；numerical GR.
重点：双黑洞并合从来没有直接观测到过。之前观测到过双pulsar并合而且energy loss。This lead to the recognition of observing amplitude and phase of GW directly.
Weber棒诞生于上世纪六十年代，由马里兰大学的Joseph Weber发明， 随后又有低温共振探测器。干涉装置->长基线宽带激光干涉装置。这里面技术上的问题，尤其是怎么能通过多次干涉将GW的strain放大到可观测的大小。按理说GW的strain是quantum层面的。根据Rainer Weiss的ppt，LIGO臂长为4km，那么，也就是波长的. 这个层次是很难想象如何去探测到的。2000年左右的引力波探测项目：LIGO (US), Virgo (Italy), TAMA 300 (Japan), GEO 600 (Germany). LIGO升级过一次，变成了Advanced LIGO，sensitivity都提升了许多，尤其在低频部分（不是说要探测primordial GW嘛……）。
这里介绍一下Weber bar。1967年Weber发了一篇PRL名为Gravitational Radiation的文章，探讨如何用一个直径1m，长2m的铝棒探测引力波。铝棒的共振频率为1660Hz。Weber搞过好几次假新闻，甚至说自己探测到了SN1987A的GW。当然这个铝棒太短了，想要探测 的strain基本不可能。Weber继引力波没搞好之后又开始探测中微子，但是中微子也没搞好……
LIGO的两个站点L1与H1都探测到了本次GW事件，intersite传播时间是10ms，信号的SNR=24。
很遗憾，观测时段世界上其他GW探测器都没有工作，因此只有依靠两台Advanced LIGO来测量、确认与定位。可想而知，两台LIGO的要求是必须的，一个是能够更加确认GW事件，另一个是能够通过phase和time来确定事件在天上的位置。本次事件被localize到了600平方度的天区（90%置信区域）。
信号的特征是频率随时间渐渐升高（35~150Hz），对此最可能的解释就是双黑洞inspiral然后coalesce。为什么这么说？（可能是根据GR）我们可以定义一个啁啾质量chirp mass :
根据GW的strain-time diagram就可以算出这个chirp mass，得到的结果是chirp mass大概是. 根据chirp mass的表达式和均值不等式，容易算出总质量. 这么个玩意的史瓦西半径大概是210km。现在考虑两个恒星绕转频率要达到35~150Hz，我们取75Hz去考察一下。根据Kepler第三定律，很容易算出来两个恒星之间的距离为350km。一般而言，中子星的质量在1.4~3之间，所以排除双中子星的可能。黑洞-中子星系统如果有刚才的chirp mass的话，可以求解一下方程
这时候算出来的 ，符合中子星的质量，但是发现黑洞的质量就是了，那么总质量就非常大。此时黑洞的史瓦西半径为2160km。如果以这个值为让中子星绕着黑洞转，那么可以根据Kepler 3rd算出频率为. 所以根本不可能是黑洞-中子星并合。那么只能是双黑洞并合了。从GW波形上看，ringdown过程的波形与numerical GR预言双黑洞并合为Kerr黑洞的结果一致。所以这就是双黑洞的并合了。
上面这个分析可以说是非常简明精妙了。并不通过任何GR的东西就可以大致推断出这是双黑洞并合！这个问题感觉可以作为某些考试的考题（滑稽）。可想而知这个chirp mass有多重要。
什么是ringdown？从上面这个图来看，当两个黑洞距离为一个史瓦西半径的时候，就开始ringdown了。双黑洞绕转过程中质量消散，并辐射引力波，间距减小。当两个黑洞horizon相碰时，我们没法看见里面的rotating了，但是质量还是在rotating。从horizons merge到最终平静下来的过程（reach final configuration）就叫做ringdown：即系统还在辐射引力波（ringing），但是强度在下降（down）。maximum对应ringdown的开始吗？ 关于ringdown的物理细节请见这个讲座。
注意：图中的time series都是带通滤波 (35~350Hz) 之后的结果，从而取消了这个band之外的noise，这个band就是LIGO’s most sensitive band.
这段主要是说LIGO装置。LAdvanced LIGO比以前的LIGO装置灵敏了不少，尤其是在低频部分。
LIGO臂长，这个臂长决定了我们探测到GW的频率敏感范围在100-300Hz。Primordial GW的频率应该是很低很低了，所以challenge。问题：GW的频率与GW源的距离应该是反比吧？红移越高的源GW频率应该越低？因为宇宙学红移？在低红移区，能够sensitive的volume是strain sensitivity的三次方。
我们测量到的strain只是引力波在臂长方向上的一个projection。我们知道，strain的定义是, 量级是，可以说是根本测不到。所以整个装置的idae就是要将这个小量给放大。办法就是干涉。但是主要问题还在于环境的noise等等。为了提高sensitivity，LIGO用了resonant optical cavity，能够给相位差乘以300倍。其实原理就是Fabry-Perot干涉仪。同时为了增加激光（）光强，还在入射和出射出都放了power recycling mirror/signal recycling mirror（半透明），据说可以broaden the bandwidth of cavity. 还有问题就是环境带来的noise，解决办法就是把主要的test mass悬挂在一个quadruple-pendulum system上，可以防seismic noise（主要是低频）。特殊设计的干涉技术也能最大程度地把strain转化为光信号。装置也用了一些特殊材料来降低thermal noise。当然了，为了防止laser被空气Rayleigh scattered，整个cavity都被抽真空到，但是去算算的话这个压强下空气分子数密度还能达到，不知道这个合不合格。我估计光深与分子数密度有个正比之类的关系。
整个观测过程中貌似一直做了calibration for optical components.
为了在整个实验中监测环境disturbance的变化，LIGO在interferometer旁边还放了一堆探测器来探测环境变化，还有一堆措施来矫正时间（better than 10μs）。
主要来证明他们这次GW事件不是一个误报。
None of the environmental sensors recorded any disturbances that evolved in time and frequency like GW150914, and all environmental fluctuations during the second that contained GW150914 were too small to account for more than 6% of its strain amplitude.
可见做实验一定要非常严谨才行。LIGO还检查了long-range correlated disturbances between the two sites. 结果也没发现什么长程关联。
这段主要来讲GW信号是如何搜寻、识别、发现的。
Advanced LIGO first observational period中探测引力波的方法有两个：
无论用哪个方法，本次GW事件都是确认无疑能够探测到的，而不是误判或者无法探测到。
然后谈了一些我看不懂的东西，比如什么search background，ranking之类的。或许应该再看看。
不预设waveform而是直接找1kHz以下持续时间长的signals。定义了一个量叫做detection statistic 用来代表事件的SNR and the consistency of data between the two detectors.
因为不假设waveform，所以根据time series morphology把event分为三类：
本次GW事件的，非常非常高。如果本次事件是noise造成的话，那22500年才会发生一次。本次事件的置信度达到了4.6.
这种search方法设定的waveform是双天体系统产生的，总质量上限为，无量纲的自旋上限为0.99（具体什么是dimensionless spin我还不知道）。对于这种方法也有一个detection statistic ，本次事件的，可以说相当大。置信度达到了5.1. 问题：什么是post-Newtonian formalism？
主要办法就是根据测量到的waveform去fit numerical GR model里面的参数，比如两个黑洞的质量、到地球的距离、mass loss、redshift之类的。值得注意的是，这次事件将 的能量以GW的形式辐射出去，其中辐射的最大功率可达 ，可以说是十分震撼了。
证实此次事件确实是双黑洞并合的一个办法是看ringdown的waveform，另一个就是看最后形成Kerr黑洞的mass和spin是否与GR一致。答案当然是肯定的。
另外，在post-Newtonian formalism中，引力波的phase可以用来级数展开，展开系数可以由GR算出，同样也可以由data得到这些系数。结果理论与实验相符合。
最后，给GW假定一个modified色散关系，则本次观测先定了引力子的Compton波长，也就是说引力子的质量有个上限. 我们知道场与粒子其实是一回事儿。
上面说的三个问题都没看具体的details，是对是错不敢肯定。
总之，这个发现证实了双黑洞是真实可以存在的，并且在一个Hubble time的时间内可以merge。双黑洞是如何形成的？ 同样，这个结果还限制了binary BH merger的rate，大概在. 现在一个问题就是，可以探测binary BH 真正从很早以前演化到merge这么个过程发出的GW是什么样。
原文见1801.08541。
本文主要研究了Illustris模拟出的星系的形态学分类。他们把Illustris模拟出的image和SDSS真实的image混合起来放在了GZ2中让志愿者们进行形态学分类，然后研究Illustris和真实星系在形态学分类上有什么异同，从而评估Illustris的可靠程度吗，也能够检查Illustris在模拟的时候丢失了什么物理。
GALAXY ZOO的Illustris版本，看来simulation的问题还不少。——彭影杰
这几天随便看了看Illustris这个项目。这个项目在2015年就做完了，模拟了从 一直到今天的宇宙演化历史。常见的模拟还有Millennium，EAGLE等，但是Illustris厉害之处有这么几点。首先，Illustris考虑了物质更详细的相互作用，而不是只考虑引力作用；其次，Illustris采用的流体力学模拟方法并不是传统的Lagrange描述（“smoothed particle hydrodynamics”, or SPH, where the mass of the gaseous fluid is parceled out to a discrete number of particles. These particles move in response to the combined forces of gravity and hydrodynamics, and their position at any time indicates where the gas is, and how it is moving.），也不是传统的Euler描述（The second approach of “Eulerian” or “mesh-based” methods, typically utilizing a scheme called “adaptive mesh refinement” or AMR. In this method, space itself is divided up into a grid, and the flow of gas between neighboring cells of this grid is computed over time.），而是用了一种新的方法叫moving unstructured mesh或者形容为准Lagrange的方法，他们的代码称为AREPO code。这种方法的速度和精度比较好。再次，Illustris模拟的volume比之前的大，为而且mesh分得更细，resolution elements 在这个量级。但其实给这个数字开个三次方根，也就变成了 的cube，这么看起来这个resolution并不大。幸亏我们生活在三维世界，如果维数再高点，那计算量就更大了。
Illustris采用的galaxy formation model详细考虑了Gas cooling and photo-ionization、Star formation and ISM model、Stellar evolution、Stellar feedback、Black holes and SMBH feedback。虽然我还不知道这些东西的细节是如何实现的，但是从这里看Illustris确实是比之前的模拟考虑到了更多的物理。但是我感觉，这些东西考虑不好的话，可能会适得其反。所以有必要搞清楚这些因素是如何考虑进去的。又想到IllustrisTNG还考虑到了磁场等更复杂的因素。这些模拟靠谱吗？只有与观测对比才能给出答案。
说完了Illustris模拟项目，这篇paper就从形态学上检查了一下这个模拟的结果如何。形态学是反应星系动力学和恒星形成历史的一个非常敏感的probe。从纯形态学（比如用眼睛看）上作出的判断很难用其他纯参数的方法代替（比如用星系的各种物理参数和几何参数），因为电脑没法轻易综合各种信息给出判断，但是人脑可以。这篇paper想要探究Illustris跟今天观测到的galaxy population究竟有多符合。为了达成这个目的，首先就要把计算机里的模拟数据转化为图像，见Snyder et al. (2015)的文章里提供的方法。为了方便和SDSS图像进行比较，单纯的Illustris image还需要叠加上一个SDSS background。
在Illustris subhalos的选取中，要消除不同方向观察subhalo对统计结果带来的影响，作者从正四面体的四个顶角分别观察这些subhalos，生成4个图像。为了消除background产生的影响，有分别给每个图像叠加上4个随机的SDSS background，这样的话一个subhalo就有16个图像与之对应。选取subhalo当然是把模拟出来的都选上，但是怎么选与之对应的SDSS images呢？一个很重要的指标就是mass function，即Illustris images的mass function要与SDSS images的mass function对应。于是用一个办法叫bootstrap resampling 就能办到这一点。有意思的是，整个样本里没有mass小于 的，而且小质量星系的模拟结果也很呵呵。这大概是因为对于小质量星系，resolution cube相对而言太大了，就没法弄出来个好结果。
把这些样本投放给Galaxy Zoo的志愿者并得到了结果之后，由于GZ2的问题太多，而Illustris模拟出的大多数星系跟真实星系长相差别较大，所以就先挑最简单的问题研究，那就是“t01_smooth_or_features_a02_features_or_disk_debiased” 这个选项。但是要注意，这篇paper中并没有引入权重然后把vote fraction给debiased一下。所以直接研究的就是vote fraction（unweighted），为了方便这里记做 ，这个越接近1，说明星系越featured，反之说明星系越ambiguous。
从图二容易看出，Illustris星系的vote fraction集中在0.1和0.6附近，而SDSS的则集中在0.1和1附近，二者差别非常明显。对于SDSS在 较小的区域count较多的一个解释是：由于SDSS是望远镜观测的结果，远处非常faint的星系即使有feature也会因为观测原因变成无feature。我不太清楚在生成图像的时候有没有考虑到真实观测时带来的模糊（可能提到过，比如1.4“和convolve那里）。
从图三看出，小质量星系Illustris的结果与SDSS简直就是镜像，大质量星系符合得比较好。对于质量大于10.5的星系，SDSS images中含有更多的spirals也就是featured galaxies；反之，Illustris images就有些ambiguous，没有那么多被认证成featured galaxies。
为了检查intrinsic dust extinction的影响，应该检查不同 星系的vote fraction。结果是Illustris与SDSS的差别还是很大。
Illustris模拟里中高质量富含特征的星系的缺失是最令人惊讶的结论（见图三）。可能的原因是：Repeated interactions between simulated galaxies provide a plausible mechanism for suppression of visible features. Image中的bright knots，over-prominent arms随处可见，这可能是particle resolution还不够高导致的。
有一个hypothesis：visually featured galaxies experienced comparatively fewer interactions during their formation.
Below , the number of stellar particles comprising a galaxy is apparently insufficient to represent the simulated physics reliably, and observed structures are often likely to result from resolution-induced artifacts. 也就是说模拟的精度还是不够。
2018年2月5日