Кратко — что изменилось

Многоканальные наблюдения (гравитационные волны + электромагнитные вспышки; «мультимессенджер») существенно повысили информационную ценность событий типа NS–NS и NS–BH по сравнению с чисто ГВ-анализом. Классический пример — GW170817: совместный анализ GW + гамма‑вспышки, килоновая оптика/инфракрас и поздняя радио/X‑ray позволил одновременно ограничить массу/спин компонентов, получить впервые астрономические оценки выброшенной массы и, как следствие, наложить сильные ограничения на уравнение состояния (EOS) нейтронной материи и на максимальную массу нейтронной звезды.В результате мы получили: очень точное измерение «chirp‑массы» от GW, снисходящие (и в целом низкие) оценки собственных спинов NS в компактных парах, численные ограничения на сопротивляемость сжатия (tidal deformability) и радиусы ~10–13 km, и модельно‑зависимые ограничения на максимальную массу ненаблюдаемой холодной NS (Mmax ≲ ~2.2–2.3 M⊙ в ряде работ). Для NSBH совместный GW+EM анализ помогает выяснить, была ли аккреционная диска и выброс — что даёт информацию о соотношении масс и о компоненте спина чёрной дыры.

Какие параметры сигнала дают наибольшую чувствительность (и почему)

Частотная эволюция фазы в конце инспирала
Низко‑ и среднечастотная фазовая эволюция (инспирал) даёт крайне точную chirp‑массу и грубое соотношение масс. Накопленные фазы чувствительны к tide‑эффектам на последних сотнях Гц — это главный GW‑маркер EOS (через tidal deformability Λ).Высокочастотные компоненты и частота слияния/пост‑мерджера
Частоты постмерджера (f2, другие моды) напрямую связаны с компактностью и EOS. К сожалению, текущие детекторы недостаточно чувствительны выше ~1–2 кГц, поэтому эти пики почти не регистрируются — значительный потенциал для будущих детекторов.Частота «cut‑off»/ISCO при слиянии даёт информацию о компактности и, в случае NSBH, о том, был ли разрыв NS до падения в BH (зависит от q и спина BH).Длительность и форма чирпа
Длительность видимой инспирали (и её окончание) зависит от масс и спинов (aligned spin изменяет время слияния). Для NSBH длительность и момент разрыва связаны с тем, сколько материи выброшено (т. е. даёт связь с EM‑сигналом).Поляризация и параметр ориентации (inclination)
Сеть детекторов измеряет поляризацию и помогает оценить наклон орбиты; это критично потому, что в GW амплитуда/фазовая информация имеют сильную вырожденность «наклон — расстояние». Знание наклона из EM (например, по углу джета короткой GRB или по модели afterglow) разрывает эту вырожденность и улучшает оценку расстояния/масс/спинов и тем самым H0.Электромагнитные «параметры»
Килоновая светимость, цветовая эволюция, скорость и масса выброса, наличие «блю/ред» компонент — всё это даёт независимые ограничения на массу выброса, его состав (lanthanide‑fraction) и энергию, что в сочетании с GWархитектурой переводится в ограничения на q, Λ и спин BH (в случае NSBH).GRB и afterglow (время задержки, яркость, углы) информируют о наличии аккреционного диска/жёсткости остатка (prompt collapse vs hypermassive NS), что опять-таки связано с EOS и Mmax.

Какие систематические погрешности и модельные приближения остаются проблемой

Волновые модели (waveform systematics)
Модели инспирала/post‑merger: аналитические приближения (PN, EOB) и гибриды EOB+NR имеют ограниченную точность на позднем инспирале и в merger/post‑merger диапазоне, особенно для широкого диапазона масс, больших спинов и предвиденной прецессии.Недостаточная плотность и охват численных релятивистских гидродинамических (NR) симуляций по параметрическому пространству (q, spiny, EOS, магнитные поля, нейтрино) ⇒ ошибки при экстраполяции моделей.Неполнота учёта прецессии, эксцентриситета, смешанных спинов (мисалайн), а также систематические смещения при использовании упрощённых шаблонов (например, non‑spinning или только aligned‑spin).Пост‑мерджер и высокочастотная область
Текущая чувствительность LIGO/Virgo убыточна >1 kHz, поэтому отсутствуют прямые наблюдения post‑merger ГВ‑пиков; это лишает нас наиболее прямого GW‑индикатора EOS.Систематика в EM‑моделировании
Модели оптической/инфракрасной светимости килонова зависят от opacities р‑процессных элементов (особенно лантаноидов), от скорости потока, геометрии и радиа‑транспортных моделей. Ошибки в opacities и нагревательных скоростях (радиоактивный разогрев) приводят к существенным разбросам оценки выброшенной массы и её состава.Нейтрино‑транспорт, магнитно‑гидродинамика (MHD), границы разрешения в NR‑симуляциях: разные коды дают разные количества термоядерно‑обработанного (ядер) материала и диск‑ветров.Инструментальная систематика
Калибровка детекторов (амплитуда/фаза), присутствие глитчей, ограниченная позиционная точность сети влияют на posterior и могут приводить к смещениям.Астрономические систематические ошибки
Для измерений H0: неопределённость в скоростях горячекосмических компонент (peculiar velocity) хоста, неоднозначность ассоциации хоста при плохо локализованных событиях, систематическая зависимость от выбранной модели угла джета и от фаворитной модели EM.Приорные и популяционные модели
Результаты чувствительны к выбору априорных распределений масс и спинов; если популяционные гипотезы неверны, это даёт смещение в индивидуальных оценках.

Что делается и что нужно сделать дальше

Усовершенствование волновых моделей: больше NR‑симуляций, улучшенные EOB‑модели с tidal terms, моделирование прецессии и эксцентриситета.Развитие EM‑моделей: лучшая физика нейтрино, MHD, расширенная база опакостей для тяжелых элементов, улучшенные радиа‑транспортные расчёты.Инструментальные улучшения: повышение чувствительности детекторов на кГц‑диапазоне (чтобы видеть post‑merger), расширение сети (больше антенн → лучшая поляризация и локализация).Многомерные, совместные модели (GW+EM) с едиными байесовскими прайорами и учётом систематик, а также популяционный анализ, который одновременно оценивает индивидуальные события и общие распределения.Больше статистики: один GW+EM случай даёт много, но нужно десятки/сотни — тогда систематики будут лучше изучены, а модельные несовершенства можно калибровать.

Короткие выводы

Совместный анализ улучшил ограничение масс и особенно EOS (через tidal deformability и радиусы), дал первые оценки выброшенной массы и связал это с физикой слияния; спины NS остаются малыми, спины BH — хуже определяются, но EM может помочь.Наибольшую чувствительность дают фазовая эволюция инспирала (chirp и tidal terms), высокочастотные фичи пост‑мерджера (пока недоступные) и информация об ориентации/наклоне из поляризации + EM (джет/afterglow).Главные систематики — несовершенство волновых моделей (особенно в late‑inspiral/merger/post‑merger), ограничения NR‑симуляций, неопределённости в opacities и радиа‑транспорте для килонова, и инструментальные/астрономические ошибки (калибровка, peculiar velocity, локализация). Их уменьшение — ключ к дальнейшему прогрессу.

Если хотите, могу:

привязать конкретные количественные границы (ссылки на ключевые публикации, например по GW170817: ограничения Λ1.4, R1.4, оценки выброшенной массы и Mmax) — с учётом модельных допущений;составить список приоритетных улучшений моделей и экспериментов с оценкой, какие из них уменьшат какие конкретные систематики.