合并致密双星群体中偏心率的观测性

我们通过计算偏心谐波中的功率，研究在致密双星群体中观测残余偏心率的前景，遵循 arXiv:2411.04187 中的方法。尽管大多数观测到的致密双星并合在进入地面引力波（GW）探测器的灵敏度带之前预计会圆化，但稠密星团中的动力学相互作用可能导致这些双星在探测时具有不可忽略的偏心率。为了量化偏心率的可观测性，我们模拟了一个合并致密双星群体，并识别出那些在次主导偏心谐波中具有足够功率、能够与准圆系统明显区分的双星。我们考虑一个由球状星团模拟导出的双黑洞（BBH）群体，其残余偏心率分布来自星团蒙特卡洛（CMC）目录，以及一个基准对数均匀模型。假设使用 LIGO-Virgo 网络的 GW 探测器，其在 LIGO-Virgo-KAGRA（LVK）观测运行（O4）期间达到的灵敏度，我们发现具有可测量偏心率的 BBH 群体将具有显著更高的中位偏心率 $e_{\mathrm{10Hz}}\sim 0.3$（90% 范围：$0.1 - 0.5$）和信噪比（SNR）$\sim 20$（90% 范围：$13 - 57$），与可观测的 BBH 群体相比。我们将我们对偏心率可检测参数空间区域的预测与 GWTC-3 中 GW 事件声称的偏心率观测进行了比较。