IMPROVING THE EOB TOOLBOX FOR GRAVITATIONAL WAVE DATA ANALYSIS

The parameter estimation of gravitational wave events detected by LIGO and Virgo relies on analytical waveforms models, possibly calibrated (or informed) by Numerical Relativity simulations. The effective-one-body (EOB) model is one of the main analytical models available that can be efficiently used for analyzing both black hole and neutron star binaries. In this script we I) improve it in its various sectors, with the final aim to build a model that includes all the physical information available: in particular, the higher subdominant multipoles information, that is useful to optimize GW data analysis’ angular resolution [1, 4, 5, 7]; II) use it to develop high-order fast PN approximants for Bayesian analysis in LIGO and Virgo pipelines [3]; III) use it to study the self-spin effects of binary Neutron Stars on their own waveform [2]. One of the central building blocks of the EOB model is the factorized and resummed (circularized) multipolar post-Newtonian (PN) waveform introduced in Ref. [8] for nonspinning binaries. In Ref. [4], we extend up to ` = 6 (i.e. to high multipoles) the resummation approach of Nagar and Shah [9], since it has a better analytical/numerical relativity agreement than its precursor [8]. Ref. [4], updated to the case of a spinning particle of Schwartzschild problem in Ref. [5], has been used in order to update the spin-aligned, quadrupolar EOB model TEOBResumS, a C++ code [1] available in the LIGO Advanced Library (LAL) and cited in the GW catalogue [10], to a multipolar version [7]. Therefore, following the EOB-PN expansion technique defined in [11], Ref. [3] leads to a fast and accurate 5.5PN phenomenological approximant that, by including more point-mass information than the standard 3.5PN one, optimizes the tidal-parameter estimation of BNS data analysis. In Ref [2], we incorporate the EOS-dependent selfspin terms in TEOBResumS at next-to-next-to-leading (NNLO) order, together with other (bilinear, cubic and quartic) nonlinear-in-spin effects (at leading order, LO). Here, with the same toolbox used in Ref. [3], we study the EOS dependence of the self-spin effects and show that the next-to-leading order (NLO) and NNLO monopole-quadrupole corrections yield increasingly phase-accelerating effects compared to the corresponding LO contribution; that the standard TaylorF2 post-Newtonian (PN) treatment of NLO (3PN) EOS-dependent self-spin effects makes their action stronger than the corresponding EOB description; and, finally, we obtain a tail-augmented TaylorF2 approximant that yields an analytically simplified, EOB-faithful, representation of the EOS-dependent self-spin phasing that can be useful to improve current PN-based (or phenomenological) waveform models for inspiralling neutron star binaries. References: [1] Phys. Rev., D98(10):104052, 2018. [2] Phys. Rev., D99:044007, 2019. [3] Phys. Rev., D99:124051, 2019. [4] Phys. Rev., D97(8): 084016, 2018. [5] Phys. Rev., D100(10):104056, 2019. [6] Phys. Rev., D99(4):044051, 2019. [7] Phys. Rev. D 102, 024077 (2020) [8]Phys. Rev., D79:064004, 2009. [9] Phys. Rev., D94(10):104017, 2016. [10] Phys. Rev. X 9, 031040 [11] Phys. Rev., D95(12):124001, 2017.

La stima dei parametri fisici degli eventi di onde gravitazionali rilevati da LIGO e Virgo si basa su modelli di forme d'onda analitiche, eventualmente calibrati da simulazioni di Relatività Numerica. Il modello EOB (Effective-One-Body) è uno dei principali modelli analitici per l’analisi dei segnali gravitazionali emessi da buchi neri e stelle di neutroni. La qui presente tesi, a grandi linee, è un lavoro di “potenziamento” di questo modello, e in particolare I) lo miglioriamo nei suoi vari settori, con l'obiettivo finale di costruire un modello che includa tutte le informazioni fisiche disponibili: in particolare, quelle riguardanti i multipoli subdominanti, utili per ottimizzare la risoluzione angolare dell'analisi dati degli esperimenti di onde gravitazionali [ 1, 4, 5, 7]; II) usarlo per sviluppare approssimanti Post-Newtoniani veloci, di ordine elevato, molto utili per le analisi bayesiane inerenti le pipeline LIGO e Virgo [3]; III) utilizzarlo per studiare, nel caso delle stelle binarie di neutroni, l’influenza degli effetti di self-spin sulla loro forma d'onda [2]. Uno degli elementi costitutivi centrali del modello EOB è la forma d'onda multipolare Post-Newtoniana (PN) fattorizzata e circolarizzata introdotta in [8] per binarie senza spin. In[4], estendiamo fino a l= 6 (cioè a multipoli alti) l'approccio di Nagar e Shah [9], poiché ha un accordo con la relatività numerica (utilizzata come punto di riferimento per la calibrazione) migliore del suo precursore [8]. In [4], questo approccio è stato aggiornato al caso di una particella rotante intorno ad un buco nero di Schwartzschild. Lo stesso approccio è stato altresì adattato in [5] al fine di aggiornare il modello EOB quadrupolare TEOBResumS, un codice C ++ [1] disponibile nella LIGO Advanced Library (LAL) e citato nel catalogo [10], a una sua naturale versione multipolare [7]. Fatto salvo ciò, mediante la tecnica di espansione EOB-PN definita in [11], il lavoro svolto in [3] conduce a un approssimante fenomenologico di ordine 5.5PN veloce e preciso che, includendo più informazioni sulle correzioni test-particle rispetto a quello standard a 3.5PN, ottimizza la stima dei parametri di marea dell'analisi dei dati BNS. Nel lavoro [2], incorporiamo in TEOBResumS i termini di self-spin dipendenti dall’equazione di stato (EOS) all'ordine next-to-next-to-leading (NNLO), insieme ad altri effetti (bilineari, cubici e quartici) al leading-order (LO). Qui, con la stessa cassetta degli attrezzi usata in[3], studiamo la dipendenza degli effetti di self spin legati all’EOS, e dimostriamo che le correzioni di ordine NLO e NNLO, a livello di interazione monopolo-quadrupolo, producono effetti di accelerazione di fase più marcati rispetto al corrispondente contributo LO; oltre a questo, si osserva altresì che una volta inclusi gli effetti di auto spin al NLO (3PN) nel Taylor F2, essi sono più attrattivi rispetto a quanto previsto dalla corrispondente descrizione EOB. Infine, abbiamo ottenuto un approssimante TaylorF2 che fornisce una rappresentazione analiticamente semplificata, ma fedele all'EOB, degli effetti di self-spin (effetti di coda inclusi) che può essere utile per migliorare gli attuali modelli di forma d'onda PN (o fenomenologici) per l’inspiralling di stelle di neutroni. Referenze: References: [1] Phys. Rev., D98(10):104052, 2018. [2] Phys. Rev., D99:044007, 2019. [3] Phys. Rev., D99:124051, 2019. [4] Phys. Rev., D97(8): 084016, 2018. [5] Phys. Rev., D100(10):104056, 2019. [6] Phys. Rev., D99(4):044051, 2019. [7] Phys. Rev. D 102, 024077 (2020) [8]Phys. Rev., D79:064004, 2009. [9] Phys. Rev., D94(10):104017, 2016. [10] Phys. Rev. X 9, 031040 [11] Phys. Rev., D95(12):124001, 2017.