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Title: GWTC-4.0: Population Properties of Merging Compact Binaries
Abstract We detail the population properties of binary neutron star, neutron star–black hole binary, and binary black hole mergers using 158 events from the cumulative Gravitational-Wave Transient Catalog 4.0. The black hole primary mass distribution consists of a power-law-like continuum that steepens above 35Mwith overdensities at 10Mand 35M. Binary black holes with primary masses near 10Mare more likely to have less massive secondaries, with a mass ratio distribution peaking at q = 0.7 1 0.11 + 0.12 , potentially a signature of stable mass transfer during binary evolution. Black hole spins are inferred to be nonextremal, with 90% of black holes havingχ < 0.6, and preferentially aligned with binary orbits, implying many merging binaries form in isolation. However, we find that a significant fraction, 0.23–0.41, of binaries have negative effective inspiral spins, suggesting many could be formed dynamically in gas-free environments. We find evidence for correlation between effective inspiral spin and mass ratio, driven either by variation in the mode of the distribution or the width. The binary black hole merger rate increases with redshift, consistent with the cosmic star formation density. While there is no evidence of the mass spectrum evolving with redshift, the distribution of effective inspiral spin is found to broaden as redshift increases out toz ≈ 1. We infer the local merger rates (atz= 0) to be 8.8–250 Gpc−3yr−1for binary neutron stars, 9.3–86 Gpc−3yr−1for neutron star–black hole binaries, and 13–26 Gpc−3yr−1for binary black holes; all values reflect central 90% credible intervals.  more » « less
Award ID(s):
2409530 2513312 2513358
PAR ID:
10699055
Author(s) / Creator(s):
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Corporate Creator(s):
Publisher / Repository:
AAS
Date Published:
Journal Name:
The Astrophysical Journal Letters
Volume:
1005
Issue:
2
ISSN:
2041-8205
Page Range / eLocation ID:
L51
Format(s):
Medium: X
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National Science Foundation
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  1. Abstract We report the observation of a coalescing compact binary with component masses 2.5–4.5Mand 1.2–2.0M(all measurements quoted at the 90% credible level). The gravitational-wave signal GW230529_181500 was observed during the fourth observing run of the LIGO–Virgo–KAGRA detector network on 2023 May 29 by the LIGO Livingston observatory. The primary component of the source has a mass less than 5Mat 99% credibility. We cannot definitively determine from gravitational-wave data alone whether either component of the source is a neutron star or a black hole. However, given existing estimates of the maximum neutron star mass, we find the most probable interpretation of the source to be the coalescence of a neutron star with a black hole that has a mass between the most massive neutron stars and the least massive black holes observed in the Galaxy. We provisionally estimate a merger rate density of 55 47 + 127 Gpc 3 yr 1 for compact binary coalescences with properties similar to the source of GW230529_181500; assuming that the source is a neutron star–black hole merger, GW230529_181500-like sources may make up the majority of neutron star–black hole coalescences. The discovery of this system implies an increase in the expected rate of neutron star–black hole mergers with electromagnetic counterparts and provides further evidence for compact objects existing within the purported lower mass gap. 
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  2. Abstract On 2023 November 23, the two LIGO observatories both detected GW231123, a gravitational-wave signal consistent with the merger of two black holes with masses 13 7 18 + 23 M and 10 1 50 + 22 M (90% credible intervals), at a luminosity distance of 0.7–4.1 Gpc, a redshift of 0.4 0 0.25 + 0.27 , and with a network signal-to-noise ratio of ∼20.7. Both black holes exhibit high spins— 0.9 0 0.19 + 0.10 and 0.8 0 0.52 + 0.20 , respectively. A massive black hole remnant is supported by an independent ringdown analysis. Some properties of GW231123 are subject to large systematic uncertainties, as indicated by differences in the inferred parameters between signal models. The primary black hole lies within or above the theorized mass gap where black holes between 60–130Mshould be rare, due to pair-instability mechanisms, while the secondary spans the gap. The observation of GW231123 therefore suggests the formation of black holes from channels beyond standard stellar collapse and that intermediate-mass black holes of mass ∼200Mform through gravitational-wave-driven mergers. 
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  3. Abstract The complex astrophysical processes leading to the formation of binary black holes and their eventual merger are imprinted on the spins of the individual black holes. We revisit the astrophysical distribution of those spins based on gravitational waves from the third Gravitational-wave Transient Catalog, looking for structure in the two-dimensional space defined by the dimensionless spin magnitudes of the heavier (χ1) and lighter (χ2) component black holes. We find support for two distinct subpopulations with greater than 95% credibility. The dominant population is made up of black holes with small spins, preferringχ1≈ 0.2 for the primary andχ2≈ 0 for the secondary; we report signs of an anticorrelation betweenχ1andχ2, as well as evidence against a subpopulation of binaries in which both components are nonspinning. The subdominant population consists of systems in which both black holes have relatively high spins and contains 2 0 18 + 18 % of the binaries. The binaries most likely to belong in this subpopulation are massive and slightly more likely to have spin orientations aligned with the orbital angular momentum—potentially consistent with isolated binary formation channels capable of producing large spins, like chemically homogeneous evolution. This hint of a rapidly spinning subpopulation hinges on GW190517, a binary with large, well-measured spins. Our results, enabled by novel hierarchical inference methods, represent a first step towards more descriptive population models for black hole spins and will be strengthened or refuted by the large number of gravitational-wave detections expected in the next several years. 
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  4. The possible formation histories of neutron star binaries remain unresolved by current gravitational-wave catalogs. The detection of an eccentric binary system could be vital in constraining compact binary formation models. We present the first search for aligned spin eccentric neutron star-black hole binaries (NSBH) and the most sensitive search for aligned-spin eccentric binary neutron star (BNS) systems using data from the third observing run of the advanced LIGO and advanced Virgo detectors. No new statistically significant candidates are found; we constrain the local merger rate for specific astrophysical models to be less than 150 Gpc 3 yr 1 for binary neutron stars in the field, and, 50, 100, and 70 Gpc 3 yr 1 for neutron star-black hole binaries in globular clusters, hierarchical triples and nuclear clusters, respectively, at the 90% confidence level if we assume that no sources have been observed from these populations. We predict the capabilities of upcoming and next-generation observatory networks; we investigate the ability of three LIGO ( A # ) detectors and Cosmic Explorer CE ( 20    km ) + CE ( 40    km ) to use eccentric binary observations for determining the formation history of neutron star binaries. We find that 2–100 years of observation with three A # observatories are required before we observe clearly eccentric NSBH binaries; this reduces to only 10 days–1 year with the CE detector network. CE will observe tens to hundreds of measurably eccentric binaries from each of the formation models we consider. 
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  5. Abstract We use 23 yr of astrometric and radial velocity data on the orbit of the star S0-2 to constrain a hypothetical intermediate-mass black hole orbiting the massive black hole Sgr A* at the Galactic center. The data place upper limits on variations of the orientation of the stellar orbit at levels between 0.°02 and 0.°07 per year. We use a combination of analytic estimates and full numerical integrations of the orbit of S0-2 in the presence of a black hole binary. For a companion intermediate-mass black hole outside the orbit of S0-2 (1020 au), we find that a companion black hole with massmcbetween 103and 105Mis excluded, with a boundary behaving as a c m c 1 / 3 . For a companion withac< 1020 au, a black hole with mass between 103and 105Mis excluded, with a c m c 1 / 2 . These bounds arise from quadrupolar perturbations of the orbit of S0-2. Significantly stronger bounds on an inner companion arise from the fact that the location of S0-2 is measured relative to the bright emission of Sgr A* and that separation is perturbed by the “wobble” of Sgr A* about the center of mass between it and the companion. The result is a set of bounds as small as 400Mat 200 au; the numerical simulations suggest a bound from these effects varying as a c m c 1 . We compare and contrast our results with those from a recent analysis by the GRAVITY collaboration. 
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