Кратко, с пояснениями.
Сильно определяются
- Хирп-масса $\mathcal{M}=\frac{(m_1{m}_2{)}^{3/5}}{(m_1+m_2{)}^{1/5}}$. Фаза инспирала зависит главным образом от $\mathcal{M}$, поэтому она измеряется очень точно (особенно при хорошем SNR).
- Комбинации, связанные с финальной чёрной дырой: масса и спин остатка (из слияния/рингдауна) — при достаточно сильном сигнале частоты и затухание мод рингдауна дают точную оценку.
Умеренно определяются
- Массовое соотношение / симметричное отношение $\eta =\frac{m_1{m}_2}{(m_1+m_2{)}^2}$ или отношение масс $q=m_2/m_1$. Фаза содержит информацию, но она менее чувствительна, чем к $\mathcal{M}$, поэтому $m_1,m_2$ как отдельные величины имеют большие ошибки.
- Эффективный выровненный спин
${\chi }_{\mathrm{eff}}=\frac{m_1{\chi }_{1z}+m_2{\chi }_{2z}}{m_1+m_2}$.
Он вносит ≈параметрическую поправку в фазу и измеряется лучше, чем отдельные проекции спинов.
Слабо определяются / сильные вырожденности
- Отдельные массы $m_1,m_2$: из-за высокой чувствительности фазы к $\mathcal{M}$ и частичной чувствительности к $\eta$ индивидуальные массы часто имеют широкие постериоры (особенно при близких массах).
- Компоненты спина в плоскости орбиты (ответственные за прецессию) и углы наклона спинов — прецессионные эффекты слабее и требуют высокого SNR и длинного инспирала; параметр прецессии ${\chi }_p$ обычно плохо ограничен.
- Расстояние и ориентация (наклонение орбиты). Амплитуда сигнала содержит фактор (в приближении SPA)
$\tilde{h}(f)\propto \frac{{\mathcal{M}}^{5/6}}{D_L}{f}^{-7/6}\times \mathcal{F}(\iota ,\psi )$,
поэтому имеется сильная вырожденность между люмин. расстоянием $D_L$ и углом наклона $\iota$ (угол между направлением на наблюдателя и орбитальным моментом). Без дополнительных сведений $D_L$ и $\iota$ плохо разделяются.
- Поляризационный угол $\psi$ и поляризация сигнала: чтобы полноценно восстановить две поляризации (и тем самым лучше отделить $\iota$ и $\psi$), нужна сеть несогласованных детекторов (≥3); при 2 детекторах часто остаются сильные неразрешимые сочетания.
- Космологическая красная компонента: детекторы измеряют «краснозависимые» массы $m_z=(1+z)m$. Без независимого z (EM-контрпартнёр) нельзя отделить $m$ и $z$.
- При наличии нейтронных звёзд: тензор деформации/тяжесть (tidal deformability $\Lambda$) влияет на поздний инспирал и может быть измерена лишь при высоком SNR и/или у BNS; для BH вклад тидальных эффектов отсутствует.
Влияние сети детекторов и SNR
- Точность и какие параметры можно разрешить зависят критически от SNR, длины наблюдаемого инспирала и числа/геометрии детекторов. Три и более детектора дают гораздо лучшее локалирование на небе, измерение поляризации и снятие некоторых вырожденностей (особенно $D_L$ vs $\iota$ и $\psi$).
Итого: форма фазы даёт очень точную хирп‑массу и информацию об ${\chi }_{\mathrm{eff}}$; амплитуда + поляризация дают $D_L$, $\iota$, $\psi$ только с вырожденностями (улучшаются сетью детекторов); отдельные массы, в‑плоскостные спины, точный $z$ и некоторые углы обычно остаются слабо определёнными.