Observation of Gravitational Waves from the Coalescence of a 2.5-4.5 M⊙ Compact Object and a Neutron Star
La collaboration LIGO-Virgo-KAGRA a rapporté la détection d'ondes gravitationnelles provenant de la fusion d'une étoile à neutrons et d'un objet compact dont la masse se situe entre 2,5 et 4,5 masses solaires, fournissant ainsi la preuve de l'existence d'objets dans l'écart de masse inférieur et suggérant que de telles fusions d'étoiles à neutrons et de trous noirs constituent une partie significative du taux total de fusion.
Auteurs originaux : The LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, the KAGRA Collaboration, A. G. Abac, R. Abbott, I. Abouelfettouh, F. Acernese, K. Ackley, S. Adhicary, N. Adhikari, R. X. Adhikari, V. K. Adkins, D. Agarwal, M. Agathos, M. Aghaei Abchouyeh, O. D. Aguiar, I. Aguilar, L. Aiello, A. Ain, P. Ajith, S. Akçay, T. Akutsu, S. Albanesi, R. A. Alfaidi, A. Al-Jodah, C. Alléné, A. Allocca, S. Al-Shammari, P. A. Altin, S. Alvarez-Lopez, A. Amato, L. Amez-Droz, A. Amorosi, C. Amra, A. Ananyeva, S. B. Anderson, W. G. Anderson, M. Andia, M. Ando, T. Andrade, N. Andres, M. Andrés-Carcasona, T. Andrić, J. Anglin, S. Ansoldi, J. M. Antelis, S. Antier, M. Aoumi, E. Z. Appavuravther, S. Appert, S. K. Apple, K. Arai, A. Araya, M. C. Araya, J. S. Areeda, L. Argianas, N. Aritomi, F. Armato, N. Arnaud, M. Arogeti, S. M. Aronson, K. G. Arun, G. Ashton, Y. Aso, M. Assiduo, S. Assis de Souza Melo, S. M. Aston, P. Astone, F. Attadio, F. Aubin, K. AultONeal, G. Avallone, D. Azrad, S. Babak, F. Badaracco, C. Badger, S. Bae, S. Bagnasco, E. Bagui, J. G. Baier, L. Baiotti, R. Bajpai, T. Baka, M. Ball, G. Ballardin, S. W. Ballmer, S. Banagiri, B. Banerjee, D. Bankar, P. Baral, J. C. Barayoga, B. C. Barish, D. Barker, P. Barneo, F. Barone, B. Barr, L. Barsotti, M. Barsuglia, D. Barta, A. M. Bartoletti, M. A. Barton, I. Bartos, S. Basak, A. Basalaev, R. Bassiri, A. Basti, D. E. Bates, M. Bawaj, P. Baxi, J. C. Bayley, A. C. Baylor, P. A. Baynard, M. Bazzan, V. M. Bedakihale, F. Beirnaert, M. Bejger, D. Belardinelli, A. S. Bell, V. Benedetto, W. Benoit, I. Bentara, J. D. Bentley, M. Ben Yaala, S. Bera, M. Berbel, F. Bergamin, B. K. Berger, S. Bernuzzi, M. Beroiz, C. P. L. Berry, D. Bersanetti, A. Bertolini, J. Betzwieser, D. Beveridge, N. Bevins, R. Bhandare, U. Bhardwaj, R. Bhatt, D. Bhattacharjee, S. Bhaumik, S. Bhowmick, A. Bianchi, I. A. Bilenko, G. Billingsley, A. Binetti, S. Bini, O. Birnholtz, S. Biscoveanu, A. Bisht, M. Bitossi, M. -A. Bizouard, J. K. Blackburn, L. A. Blagg, C. D. Blair, D. G. Blair, F. Bobba, N. Bode, G. Boileau, M. Boldrini, G. N. Bolingbroke, A. Bolliand, L. D. Bonavena, R. Bondarescu, F. Bondu, E. Bonilla, M. S. Bonilla, A. Bonino, R. Bonnand, P. Booker, A. Borchers, V. Boschi, S. Bose, V. Bossilkov, V. Boudart, A. Boudon, A. Bozzi, C. Bradaschia, P. R. Brady, M. Braglia, A. Branch, M. Branchesi, J. Brandt, I. Braun, M. Breschi, T. Briant, A. Brillet, M. Brinkmann, P. Brockill, E. Brockmueller, A. F. Brooks, B. C. Brown, D. D. Brown, M. L. Brozzetti, S. Brunett, G. Bruno, R. Bruntz, J. Bryant, F. Bucci, J. Buchanan, O. Bulashenko, T. Bulik, H. J. Bulten, A. Buonanno, K. Burtnyk, R. Buscicchio, D. Buskulic, C. Buy, R. L. Byer, G. S. Cabourn Davies, G. Cabras, R. Cabrita, V. Cáceres-Barbosa, L. Cadonati, G. Cagnoli, C. Cahillane, J. Calderón Bustillo, T. A. Callister, E. Calloni, J. B. Camp, M. Canepa, G. Caneva Santoro, K. C. Cannon, H. Cao, L. A. Capistran, E. Capocasa, E. Capote, G. Carapella, F. Carbognani, M. Carlassara, J. B. Carlin, M. Carpinelli, G. Carrillo, J. J. Carter, G. Carullo, J. Casanueva Diaz, C. Casentini, S. Y. Castro-Lucas, S. Caudill, M. CavagliÃ, R. Cavalieri, G. Cella, P. Cerdá-Durán, E. Cesarini, W. Chaibi, P. Chakraborty, S. Chalathadka Subrahmanya, J. C. L. Chan, M. Chan, K. Chandra, R. -J. Chang, S. Chao, P. Char, E. L. Charlton, P. Charlton, E. Chassande-Mottin, C. Chatterjee, Debarati Chatterjee, Deep Chatterjee, D. Chattopadhyay, M. Chaturvedi, S. Chaty, K. Chatziioannou, A. Chen, A. H. -Y. Chen, D. Chen, H. Chen, H. Y. Chen, J. Chen, K. H. Chen, Y. Chen, Yanbei Chen, Yitian Chen, H. P. Cheng, P. Chessa, H. T. Cheung, S. Y. Cheung, F. Chiadini, G. Chiarini, R. Chierici, A. Chincarini, M. L. Chiofalo, A. Chiummo, C. Chou, S. Choudhary, N. Christensen, S. S. Y. Chua, P. Chugh, G. Ciani, P. Ciecielag, M. Cieślar, M. Cifaldi, R. Ciolfi, F. Clara, J. A. Clark, J. Clarke, T. A. Clarke, P. Clearwater, S. Clesse, E. Coccia, E. Codazzo, P. -F. Cohadon, S. Colace, M. Colleoni, C. G. Collette, J. Collins, S. Colloms, A. Colombo, M. Colpi, C. M. Compton, G. Connolly, L. Conti, T. R. Corbitt, I. Cordero-Carrión, S. Corezzi, N. J. Cornish, A. Corsi, S. Cortese, C. A. Costa, R. Cottingham, M. W. Coughlin, A. Couineaux, J. -P. Coulon, S. T. Countryman, J. -F. Coupechoux, P. Couvares, D. M. Coward, M. J. Cowart, R. Coyne, K. Craig, R. Creed, J. D. E. Creighton, T. D. Creighton, P. Cremonese, A. W. Criswell, J. C. G. Crockett-Gray, S. Crook, R. Crouch, J. Csizmazia, J. R. Cudell, T. J. Cullen, A. Cumming, E. Cuoco, M. Cusinato, P. Dabadie, T. Dal Canton, S. Dall'Osso, S. Dal Pra, G. Dálya, B. D'Angelo, S. Danilishin, S. D'Antonio, K. Danzmann, K. E. Darroch, L. P. Dartez, A. Dasgupta, S. Datta, V. Dattilo, A. Daumas, N. Davari, I. Dave, A. Davenport, M. Davier, T. F. Davies, D. Davis, L. Davis, M. C. Davis, P. J. Davis, M. Dax, J. De Bolle, M. Deenadayalan, J. Degallaix, M. De Laurentis, S. Deléglise, F. De Lillo, D. Dell'Aquila, W. Del Pozzo, F. De Marco, F. De Matteis, V. D'Emilio, N. Demos, T. Dent, A. Depasse, N. DePergola, R. De Pietri, R. De Rosa, C. De Rossi, R. DeSalvo, R. De Simone, A. Dhani, R. Diab, M. C. Díaz, M. Di Cesare, G. Dideron, N. A. Didio, T. Dietrich, L. Di Fiore, C. Di Fronzo, M. Di Giovanni, T. Di Girolamo, D. Diksha, A. Di Michele, J. Ding, S. Di Pace, I. Di Palma, F. Di Renzo, Divyajyoti, A. Dmitriev, Z. Doctor, E. Dohmen, P. P. Doleva, D. Dominguez, L. D'Onofrio, F. Donovan, K. L. Dooley, T. Dooney, S. Doravari, O. Dorosh, M. Drago, J. C. Driggers, J. -G. Ducoin, L. Dunn, U. Dupletsa, D. D'Urso, H. Duval, P. -A. Duverne, S. E. Dwyer, C. Eassa, M. Ebersold, T. Eckhardt, G. Eddolls, B. Edelman, T. B. Edo, O. Edy, A. Effler, J. Eichholz, H. Einsle, M. Eisenmann, R. A. Eisenstein, A. Ejlli, R. M. Eleveld, M. Emma, K. Endo, A. J. Engl, E. Enloe, L. Errico, R. C. Essick, H. Estellés, D. Estevez, T. Etzel, M. Evans, T. Evstafyeva, B. E. Ewing, J. M. Ezquiaga, F. Fabrizi, F. Faedi, V. Fafone, S. Fairhurst, A. M. Farah, B. Farr, W. M. Farr, G. Favaro, M. Favata, M. Fays, M. Fazio, J. Feicht, M. M. Fejer, R. Felicetti, E. Fenyvesi, D. L. Ferguson, S. Ferraiuolo, I. Ferrante, T. A. Ferreira, F. Fidecaro, P. Figura, A. Fiori, I. Fiori, M. Fishbach, R. P. Fisher, R. Fittipaldi, V. Fiumara, R. Flaminio, S. M. Fleischer, L. S. Fleming, E. Floden, E. M. Foley, H. Fong, J. A. Font, B. Fornal, P. W. F. Forsyth, K. Franceschetti, N. Franchini, S. Frasca, F. Frasconi, A. Frattale Mascioli, Z. Frei, A. Freise, O. Freitas, R. Frey, W. Frischhertz, P. Fritschel, V. V. Frolov, G. G. Fronzé, M. Fuentes-Garcia, S. Fujii, T. Fujimori, P. Fulda, M. Fyffe, B. Gadre, J. R. Gair, S. Galaudage, V. Galdi, H. Gallagher, S. Gallardo, B. Gallego, R. Gamba, A. Gamboa, D. Ganapathy, A. Ganguly, B. Garaventa, J. García-Bellido, C. García Núñez, C. García-Quirós, J. W. Gardner, K. A. Gardner, J. Gargiulo, A. Garron, F. Garufi, C. Gasbarra, B. Gateley, V. Gayathri, G. Gemme, A. Gennai, V. Gennari, J. George, R. George, O. Gerberding, L. Gergely, S. Ghonge, Archisman Ghosh, Sayantan Ghosh, Shaon Ghosh, Shrobana Ghosh, Suprovo Ghosh, Tathagata Ghosh, L. Giacoppo, J. A. Giaime, K. D. Giardina, D. R. Gibson, D. T. Gibson, C. Gier, P. Giri, F. Gissi, S. Gkaitatzis, J. Glanzer, F. Glotin, J. Godfrey, P. Godwin, N. L. Goebbels, E. Goetz, J. Golomb, S. Gomez Lopez, B. Goncharov, Y. Gong, G. González, P. Goodarzi, S. Goode, A. W. Goodwin-Jones, M. Gosselin, A. S. Göttel, R. Gouaty, D. W. Gould, K. Govorkova, S. Goyal, B. Grace, A. Grado, V. Graham, A. E. Granados, M. Granata, V. Granata, S. Gras, P. Grassia, A. Gray, C. Gray, R. Gray, G. Greco, A. C. Green, S. M. Green, S. R. Green, A. M. Gretarsson, E. M. Gretarsson, D. Griffith, W. L. Griffiths, H. L. Griggs, G. Grignani, A. Grimaldi, C. Grimaud, H. Grote, D. Guerra, D. Guetta, G. M. Guidi, A. R. Guimaraes, H. K. Gulati, F. Gulminelli, A. M. Gunny, H. Guo, W. Guo, Y. Guo, Anchal Gupta, Anuradha Gupta, Ish Gupta, N. C. Gupta, P. Gupta, S. K. Gupta, T. Gupta, N. Gupte, J. Gurs, N. Gutierrez, F. Guzman, H. -Y. H, D. Haba, M. Haberland, S. Haino, E. D. Hall, E. Z. Hamilton, G. Hammond, W. -B. Han, M. Haney, J. Hanks, C. Hanna, M. D. Hannam, O. A. Hannuksela, A. G. Hanselman, H. Hansen, J. Hanson, R. Harada, A. R. Hardison, K. Haris, T. Harmark, J. Harms, G. M. Harry, I. W. Harry, J. Hart, B. Haskell, C. -J. Haster, J. S. Hathaway, K. Haughian, H. Hayakawa, K. Hayama, R. Hayes, A. Heffernan, A. Heidmann, M. C. Heintze, J. Heinze, J. Heinzel, H. Heitmann, F. Hellman, P. Hello, A. F. Helmling-Cornell, G. Hemming, O. Henderson-Sapir, M. Hendry, I. S. Heng, E. Hennes, C. Henshaw, T. Hertog, M. Heurs, A. L. Hewitt, J. Heyns, S. Higginbotham, S. Hild, S. Hill, Y. Himemoto, N. Hirata, C. Hirose, S. Hoang, S. Hochheim, D. Hofman, N. A. Holland, K. Holley-Bockelmann, Z. J. Holmes, D. E. Holz, L. Honet, C. Hong, J. Hornung, S. Hoshino, J. Hough, S. Hourihane, E. J. Howell, C. G. Hoy, C. A. Hrishikesh, H. -F. Hsieh, C. Hsiung, H. C. Hsu, W. -F. Hsu, P. Hu, Q. Hu, H. Y. Huang, Y. -J. Huang, A. D. Huddart, B. Hughey, D. C. Y. Hui, V. Hui, S. Husa, R. Huxford, T. Huynh-Dinh, L. Iampieri, G. A. Iandolo, M. Ianni, A. Iess, H. Imafuku, K. Inayoshi, Y. Inoue, G. Iorio, M. H. Iqbal, J. Irwin, R. Ishikawa, M. Isi, M. A. Ismail, Y. Itoh, H. Iwanaga, M. Iwaya, B. R. Iyer, V. JaberianHamedan, C. Jacquet, P. -E. Jacquet, S. J. Jadhav, S. P. Jadhav, T. Jain, A. L. James, P. A. James, R. Jamshidi, J. Janquart, K. Janssens, N. N. Janthalur, S. Jaraba, P. Jaranowski, R. Jaume, W. Javed, A. Jennings, W. Jia, J. Jiang, J. Kubisz, C. Johanson, G. R. Johns, N. A. Johnson, N. K. Johnson-McDaniel, M. C. Johnston, R. Johnston, N. Johny, D. H. Jones, D. I. Jones, R. Jones, S. Jose, P. Joshi, L. Ju, K. Jung, J. Junker, V. Juste, T. Kajita, I. Kaku, C. Kalaghatgi, V. Kalogera, M. Kamiizumi, N. Kanda, S. Kandhasamy, G. Kang, J. B. Kanner, S. J. Kapadia, D. P. Kapasi, S. Karat, C. Karathanasis, R. Kashyap, M. Kasprzack, W. Kastaun, T. Kato, E. Katsavounidis, W. Katzman, R. Kaushik, K. Kawabe, R. Kawamoto, A. Kazemi, A. Kedia, D. Keitel, J. Kelley-Derzon, J. Kennington, R. Kesharwani, J. S. Key, R. Khadela, S. Khadka, F. Y. Khalili, F. Khan, I. Khan, T. Khanam, M. Khursheed, N. M. Khusid, W. Kiendrebeogo, N. Kijbunchoo, C. Kim, J. C. Kim, K. Kim, M. H. Kim, S. Kim, Y. -M. Kim, C. Kimball, M. Kinley-Hanlon, M. Kinnear, J. S. Kissel, S. Klimenko, A. M. Knee, N. Knust, K. Kobayashi, P. Koch, S. M. Koehlenbeck, G. Koekoek, K. Kohri, K. Kokeyama, S. Koley, P. Kolitsidou, M. Kolstein, K. Komori, A. K. H. Kong, A. Kontos, M. Korobko, R. V. Kossak, X. Kou, A. Koushik, N. Kouvatsos, M. Kovalam, D. B. Kozak, S. L. Kranzhoff, V. Kringel, N. V. Krishnendu, A. Królak, K. Kruska, G. Kuehn, P. Kuijer, S. Kulkarni, A. Kulur Ramamohan, A. Kumar, Praveen Kumar, Prayush Kumar, Rahul Kumar, Rakesh Kumar, J. Kume, K. Kuns, N. Kuntimaddi, S. Kuroyanagi, N. J. Kurth, S. Kuwahara, K. Kwak, K. Kwan, J. Kwok, G. Lacaille, P. Lagabbe, D. Laghi, S. Lai, A. H. Laity, M. H. Lakkis, E. Lalande, M. Lalleman, P. C. Lalremruati, M. Landry, P. Landry, B. B. Lane, R. N. Lang, J. Lange, B. Lantz, A. La Rana, I. La Rosa, A. Lartaux-Vollard, P. D. Lasky, J. Lawrence, M. N. Lawrence, M. Laxen, A. Lazzarini, C. Lazzaro, P. Leaci, Y. K. Lecoeuche, H. M. Lee, H. W. Lee, K. Lee, R. -K. Lee, R. Lee, S. Lee, Y. Lee, I. N. Legred, J. Lehmann, L. Lehner, M. Le Jean, A. Lemaître, M. Lenti, M. Leonardi, M. Lequime, N. Leroy, M. Lesovsky, N. Letendre, M. Lethuillier, S. E. Levin, Y. Levin, K. Leyde, A. K. Y. Li, K. L. Li, T. G. F. Li, X. Li, Z. Li, A. Lihos, C-Y. Lin, C. -Y. Lin, E. T. Lin, F. Lin, H. Lin, L. C. -C. Lin, Y. -C. Lin, F. Linde, S. D. Linker, T. B. Littenberg, A. Liu, G. C. Liu, Jian Liu, F. Llamas Villarreal, J. Llobera-Querol, R. K. L. Lo, J. -P. Locquet, L. T. London, A. Longo, D. Lopez, M. Lopez Portilla, M. Lorenzini, A. Lorenzo-Medina, V. Loriette, M. Lormand, G. Losurdo, T. P. Lott, J. D. Lough, H. A. Loughlin, C. O. Lousto, M. J. Lowry, N. Lu, H. Lück, D. Lumaca, A. P. Lundgren, A. W. Lussier, L. -T. Ma, S. Ma, M. Ma'arif, R. Macas, A. Macedo, M. MacInnis, R. R. Maciy, D. M. Macleod, I. A. O. MacMillan, A. Macquet, D. Macri, K. Maeda, S. Maenaut, I. Magaña Hernandez, S. S. Magare, C. Magazzù, R. M. Magee, E. Maggio, R. Maggiore, M. Magnozzi, M. Mahesh, S. Mahesh, M. Maini, S. Majhi, E. Majorana, C. N. Makarem, E. Makelele, J. A. Malaquias-Reis, U. Mali, S. Maliakal, A. Malik, N. Man, V. Mandic, V. Mangano, B. Mannix, G. L. Mansell, G. Mansingh, M. Manske, M. Mantovani, M. Mapelli, F. Marchesoni, D. Marín Pina, F. Marion, S. Márka, Z. Márka, A. S. Markosyan, A. Markowitz, E. Maros, S. Marsat, F. Martelli, I. W. Martin, R. M. Martin, B. B. Martinez, M. Martinez, V. Martinez, A. Martini, K. Martinovic, J. C. Martins, D. V. Martynov, E. J. Marx, L. Massaro, A. Masserot, M. Masso-Reid, M. Mastrodicasa, S. Mastrogiovanni, T. Matcovich, M. Matiushechkina, M. Matsuyama, N. Mavalvala, N. Maxwell, G. McCarrol, R. McCarthy, D. E. McClelland, S. McCormick, L. McCuller, S. McEachin, C. McElhenny, G. I. McGhee, J. McGinn, K. B. M. McGowan, J. McIver, A. McLeod, T. McRae, D. Meacher, Q. Meijer, A. Melatos, S. Mellaerts, A. Menendez-Vazquez, C. S. Menoni, F. Mera, R. A. Mercer, L. Mereni, K. Merfeld, E. L. Merilh, J. R. Mérou, J. D. Merritt, M. Merzougui, C. Messenger, C. Messick, M. Meyer-Conde, F. Meylahn, A. Mhaske, A. Miani, H. Miao, I. Michaloliakos, C. Michel, Y. Michimura, H. Middleton, A. L. Miller, S. Miller, M. Millhouse, E. Milotti, V. Milotti, Y. Minenkov, N. Mio, Ll. M. Mir, L. Mirasola, M. Miravet-Tenés, C. -A. Miritescu, A. K. Mishra, A. Mishra, C. Mishra, T. Mishra, A. L. Mitchell, J. G. Mitchell, S. Mitra, V. P. Mitrofanov, R. Mittleman, O. Miyakawa, S. Miyamoto, S. Miyoki, G. Mo, L. Mobilia, S. R. P. Mohapatra, S. R. Mohite, M. Molina-Ruiz, C. Mondal, M. Mondin, M. Montani, C. J. Moore, D. Moraru, A. More, S. More, G. Moreno, C. Morgan, S. Morisaki, Y. Moriwaki, G. Morras, A. Moscatello, P. Mourier, B. Mours, C. M. Mow-Lowry, F. Muciaccia, Arunava Mukherjee, D. Mukherjee, Samanwaya Mukherjee, Soma Mukherjee, Subroto Mukherjee, Suvodip Mukherjee, N. Mukund, A. Mullavey, J. Munch, J. Mundi, C. L. Mungioli, W. R. Munn Oberg, Y. Murakami, M. Murakoshi, P. G. Murray, S. Muusse, D. Nabari, S. L. Nadji, A. Nagar, N. Nagarajan, K. N. Nagler, K. Nakagaki, K. Nakamura, H. Nakano, M. Nakano, D. Nandi, V. Napolano, P. Narayan, I. Nardecchia, T. Narikawa, H. Narola, L. Naticchioni, R. K. Nayak, J. Neilson, A. Nelson, T. J. N. Nelson, M. Nery, A. Neunzert, S. Ng, L. Nguyen Quynh, S. A. Nichols, A. B. Nielsen, G. Nieradka, A. Niko, Y. Nishino, A. Nishizawa, S. Nissanke, E. Nitoglia, W. Niu, F. Nocera, M. Norman, C. North, J. Novak, J. F. Nuño Siles, L. K. Nuttall, K. Obayashi, J. Oberling, J. O'Dell, M. Oertel, A. Offermans, G. Oganesyan, J. J. Oh, K. Oh, T. O'Hanlon, M. Ohashi, M. Ohkawa, F. Ohme, A. S. Oliveira, R. Oliveri, B. O'Neal, K. Oohara, B. O'Reilly, N. D. Ormsby, M. Orselli, R. O'Shaughnessy, S. O'Shea, Y. Oshima, S. Oshino, S. Ossokine, C. Osthelder, I. Ota, D. J. Ottaway, A. Ouzriat, H. Overmier, B. J. Owen, A. E. Pace, R. Pagano, M. A. Page, A. Pai, A. Pal, S. Pal, M. A. Palaia, M. Pálfi, P. P. Palma, C. Palomba, P. Palud, H. Pan, J. Pan, K. C. Pan, R. Panai, P. K. Panda, S. Pandey, L. Panebianco, P. T. H. Pang, F. Pannarale, K. A. Pannone, B. C. Pant, F. H. Panther, F. Paoletti, A. Paolone, E. E. Papalexakis, L. Papalini, G. Papigkiotis, A. Paquis, A. Parisi, B. -J. Park, J. Park, W. Parker, G. Pascale, D. Pascucci, A. Pasqualetti, R. Passaquieti, L. Passenger, D. Passuello, O. Patane, D. Pathak, M. Pathak, A. Patra, B. Patricelli, A. S. Patron, K. Paul, S. Paul, E. Payne, T. Pearce, M. Pedraza, R. Pegna, A. Pele, F. E. Peña Arellano, S. Penn, M. D. Penuliar, A. Perego, Z. Pereira, J. J. Perez, C. Périgois, G. Perna, A. Perreca, J. Perret, S. Perriès, J. W. Perry, D. Pesios, S. Petracca, C. Petrillo, H. P. Pfeiffer, H. Pham, K. A. Pham, K. S. Phukon, H. Phurailatpam, M. Piarulli, L. Piccari, O. J. Piccinni, M. Pichot, M. Piendibene, F. Piergiovanni, L. Pierini, G. Pierra, V. Pierro, M. Pietrzak, M. Pillas, F. Pilo, L. Pinard, I. M. Pinto, M. Pinto, B. J. Piotrzkowski, M. Pirello, M. D. Pitkin, A. Placidi, E. Placidi, M. L. Planas, W. Plastino, R. Poggiani, E. Polini, L. Pompili, J. Poon, E. Porcelli, E. K. Porter, C. Posnansky, R. Poulton, J. Powell, M. Pracchia, B. K. Pradhan, T. Pradier, A. K. Prajapati, K. Prasai, R. Prasanna, P. Prasia, G. Pratten, G. Principe, M. Principe, G. A. Prodi, L. Prokhorov, P. Prosposito, A. Puecher, J. Pullin, M. Punturo, P. Puppo, M. Pürrer, H. Qi, J. Qin, G. Quéméner, V. Quetschke, C. Quigley, P. J. Quinonez, F. J. Raab, S. S. Raabith, G. Raaijmakers, S. Raja, C. Rajan, B. Rajbhandari, K. E. Ramirez, F. A. Ramis Vidal, A. Ramos-Buades, D. Rana, S. Ranjan, K. Ransom, P. Rapagnani, B. Ratto, S. Rawat, A. Ray, V. Raymond, M. Razzano, J. Read, M. Recaman Payo, T. Regimbau, L. Rei, S. Reid, D. H. Reitze, P. Relton, A. I. Renzini, P. Rettegno, B. Revenu, R. Reyes, A. S. Rezaei, F. Ricci, M. Ricci, A. Ricciardone, J. W. Richardson, M. Richardson, A. Rijal, K. Riles, H. K. Riley, S. Rinaldi, J. Rittmeyer, C. Robertson, F. Robinet, M. Robinson, A. Rocchi, L. Rolland, J. G. Rollins, A. E. Romano, R. Romano, A. Romero, I. M. Romero-Shaw, J. H. Romie, S. Ronchini, T. J. Roocke, L. Rosa, T. J. Rosauer, C. A. Rose, D. Rosińska, M. P. Ross, M. Rossello, S. Rowan, S. K. Roy, S. Roy, D. Rozza, P. Ruggi, N. Ruhama, E. Ruiz Morales, K. Ruiz-Rocha, S. Sachdev, T. Sadecki, J. Sadiq, P. Saffarieh, M. R. Sah, S. S. Saha, S. Saha, T. Sainrat, S. Sajith Menon, K. Sakai, M. Sakellariadou, S. Sakon, O. S. Salafia, F. Salces-Carcoba, L. Salconi, M. Saleem, F. Salemi, M. Sallé, S. Salvador, A. Sanchez, E. J. Sanchez, J. H. Sanchez, L. E. Sanchez, N. Sanchis-Gual, J. R. Sanders, E. M. Sänger, F. Santoliquido, T. R. Saravanan, N. Sarin, S. Sasaoka, A. Sasli, P. Sassi, B. Sassolas, H. Satari, B. S. Sathyaprakash, R. Sato, Y. Sato, O. Sauter, R. L. Savage, T. Sawada, H. L. Sawant, S. Sayah, V. Scacco, D. Schaetzl, M. Scheel, A. Schiebelbein, M. G. Schiworski, P. Schmidt, S. Schmidt, R. Schnabel, M. Schneewind, R. M. S. Schofield, K. Schouteden, B. W. Schulte, B. F. Schutz, E. Schwartz, M. Scialpi, J. Scott, S. M. Scott, T. C. Seetharamu, M. Seglar-Arroyo, Y. Sekiguchi, D. Sellers, A. S. Sengupta, D. Sentenac, E. G. Seo, J. W. Seo, V. Sequino, M. Serra, G. Servignat, A. Sevrin, T. Shaffer, U. S. Shah, M. A. Shaikh, L. Shao, A. K. Sharma, P. Sharma, S. Sharma-Chaudhary, M. R. Shaw, P. Shawhan, N. S. Shcheblanov, E. Sheridan, Y. Shikano, M. Shikauchi, K. Shimode, H. Shinkai, J. Shiota, D. H. Shoemaker, D. M. Shoemaker, R. W. Short, S. ShyamSundar, A. Sider, H. Siegel, M. Sieniawska, D. Sigg, L. Silenzi, M. Simmonds, L. P. Singer, A. Singh, D. Singh, M. K. Singh, S. Singh, A. Singha, A. M. Sintes, V. Sipala, V. Skliris, B. J. J. Slagmolen, T. J. Slaven-Blair, J. Smetana, J. R. Smith, L. Smith, R. J. E. Smith, W. J. Smith, J. Soldateschi, K. Somiya, I. Song, K. Soni, S. Soni, V. Sordini, F. Sorrentino, N. Sorrentino, H. Sotani, R. Soulard, A. Southgate, V. Spagnuolo, A. P. Spencer, M. Spera, P. Spinicelli, J. B. Spoon, C. A. Sprague, A. K. Srivastava, F. Stachurski, D. A. Steer, J. Steinlechner, S. Steinlechner, N. Stergioulas, P. Stevens, S. Stevenson, M. StPierre, G. Stratta, M. D. Strong, A. Strunk, R. Sturani, A. L. Stuver, M. Suchenek, S. Sudhagar, N. Sueltmann, L. Suleiman, K. D. Sullivan, L. Sun, S. Sunil, J. Suresh, P. J. Sutton, T. Suzuki, Y. Suzuki, B. L. Swinkels, A. Syx, M. J. Szczepańczyk, P. Szewczyk, M. Tacca, H. Tagoshi, S. C. Tait, H. Takahashi, R. Takahashi, A. Takamori, T. Takase, K. Takatani, H. Takeda, K. Takeshita, C. Talbot, M. Tamaki, N. Tamanini, D. Tanabe, K. Tanaka, S. J. Tanaka, T. Tanaka, D. Tang, S. Tanioka, D. B. Tanner, L. Tao, R. D. Tapia, E. N. Tapia San Martín, R. Tarafder, C. Taranto, A. Taruya, J. D. Tasson, M. Teloi, R. Tenorio, H. Themann, A. Theodoropoulos, M. P. Thirugnanasambandam, L. M. Thomas, M. Thomas, P. Thomas, J. E. Thompson, S. R. Thondapu, K. A. Thorne, E. Thrane, J. Tissino, A. Tiwari, P. Tiwari, S. Tiwari, V. Tiwari, M. R. Todd, A. M. Toivonen, K. Toland, A. E. Tolley, T. Tomaru, K. Tomita, T. Tomura, H. Tong, C. Tong-Yu, A. Toriyama, N. Toropov, A. Torres-Forné, C. I. Torrie, M. Toscani, I. Tosta e Melo, E. Tournefier, A. Trapananti, F. Travasso, G. Traylor, M. Trevor, M. C. Tringali, A. Tripathee, G. Troian, L. Troiano, A. Trovato, L. Trozzo, R. J. Trudeau, T. T. L. Tsang, S. Tsuchida, L. Tsukada, T. Tsutsui, K. Turbang, M. Turconi, C. Turski, H. Ubach, N. Uchikata, T. Uchiyama, R. P. Udall, T. Uehara, M. Uematsu, K. Ueno, S. Ueno, V. Undheim, T. Ushiba, M. Vacatello, H. Vahlbruch, N. Vaidya, G. Vajente, A. Vajpeyi, G. Valdes, J. Valencia, M. Valentini, S. A. Vallejo-Peña, S. Vallero, V. Valsan, N. van Bakel, M. van Beuzekom, M. van Dael, J. F. J. van den Brand, C. Van Den Broeck, D. C. Vander-Hyde, M. van der Sluys, A. Van de Walle, J. van Dongen, K. Vandra, H. van Haevermaet, J. V. van Heijningen, P. Van Hove, M. VanKeuren, J. Vanosky, M. H. P. M. van Putten, Z. van Ranst, N. van Remortel, M. Vardaro, A. F. Vargas, J. J. Varghese, V. Varma, A. Vecchio, G. Vedovato, J. Veitch, P. J. Veitch, S. Venikoudis, J. Venneberg, P. Verdier, D. Verkindt, B. Verma, P. Verma, Y. Verma, S. M. Vermeulen, F. Vetrano, A. Veutro, A. M. Vibhute, A. Viceré, S. Vidyant, A. D. Viets, A. Vijaykumar, A. Vilkha, V. Villa-Ortega, E. T. Vincent, J. -Y. Vinet, S. Viret, A. Virtuoso, S. Vitale, A. Vives, H. Vocca, D. Voigt, E. R. G. von Reis, J. S. A. von Wrangel, S. P. Vyatchanin, L. E. Wade, M. Wade, K. J. Wagner, A. Wajid, M. Walker, G. S. Wallace, L. Wallace, H. Wang, J. Z. Wang, W. H. Wang, Z. Wang, G. Waratkar, J. Warner, M. Was, T. Washimi, N. Y. Washington, D. Watarai, K. E. Wayt, B. R. Weaver, B. Weaver, C. R. Weaving, S. A. Webster, M. Weinert, A. J. Weinstein, R. Weiss, F. Wellmann, L. Wen, P. Weßels, K. Wette, J. T. Whelan, B. F. Whiting, C. Whittle, J. B. Wildberger, O. S. Wilk, D. Wilken, A. T. Wilkin, D. J. Willadsen, K. Willetts, D. Williams, M. J. Williams, N. S. Williams, J. L. Willis, B. Willke, M. Wils, J. Winterflood, C. C. Wipf, G. Woan, J. Woehler, J. K. Wofford, N. E. Wolfe, H. T. Wong, H. W. Y. Wong, I. C. F. Wong, J. L. Wright, M. Wright, C. Wu, D. S. Wu, H. Wu, E. Wuchner, D. M. Wysocki, V. A. Xu, Y. Xu, N. Yadav, H. Yamamoto, K. Yamamoto, T. S. Yamamoto, T. Yamamoto, S. Yamamura, R. Yamazaki, S. Yan, T. Yan, F. W. Yang, F. Yang, K. Z. Yang, Y. Yang, Z. Yarbrough, H. Yasui, S. -W. Yeh, A. B. Yelikar, X. Yin, J. Yokoyama, T. Yokozawa, J. Yoo, H. Yu, S. Yuan, H. Yuzurihara, A. Zadrożny, M. Zanolin, M. Zeeshan, T. Zelenova, J. -P. Zendri, M. Zeoli, M. Zerrad, M. Zevin, A. C. Zhang, L. Zhang, R. Zhang, T. Zhang, Y. Zhang, C. Zhao, Yue Zhao, Yuhang Zhao, Y. Zheng, H. Zhong, R. Zhou, X. -J. Zhu, Z. -H. Zhu, A. B. Zimmerman, M. E. Zucker, J. Zweizig
Article original sous licence CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/). ✨ Ceci est une explication générée par l'IA de l'article ci-dessous. Elle n'a pas été rédigée ni approuvée par les auteurs. Pour une précision technique, consultez l'article original. Lire la clause de non-responsabilité complète
Pendant des décennies, les astronomes ont cartographié la vie des étoiles, les regardant briller intensément avant de s'effondrer finalement sous leur propre poids. Lorsqu'une étoile massive meurt, elle laisse derrière elle un noyau dense. Si ce noyau est suffisamment lourd, il devient un trou noir, un objet si dense que même la lumière ne peut s'en échapper. S'il est plus léger, il devient une étoile à neutrons, une sphère de matière de la taille d'une ville, si compressée qu'une seule cuillère à café pèserait des milliards de tonnes. Pendant longtemps, les scientifiques ont cru qu'il existait une division claire entre ces deux familles. Ils pensaient que les étoiles à neutrons plafonnaient à un certain poids, et que les trous noirs commençaient à un poids plus élevé, laissant un vide entre les deux où aucun objet de ce type ne pouvait exister. Ce fossé, s'étendant sur environ trois à cinq fois la masse de notre Soleil, était un mystère qui définissait notre compréhension de la mort des étoiles.
En 2023, une équipe de scientifiques utilisant un réseau mondial de détecteurs d'ondes gravitationnelles a commencé à écouter l'univers d'une nouvelle manière. Ces détecteurs, des instruments géants construits pour ressentir les ondulations de l'espace-temps causées par des événements cosmiques violents, ont enfin capté un signal qui défiait les anciennes règles. Le signal, nommé GW230529, provenait d'une collision entre deux objets compacts. L'un était une étoile à neutrons, et l'autre un objet mystérieux dont la masse tombait précisément dans ce fossé interdit. Cette découverte suggère que le fossé entre les étoiles à neutrons les plus lourdes et les trous noirs les plus légers pourrait ne pas être vide, mais plutôt contenir des objets qui se cachaient à la vue de tous, bien que la région puisse rester moins peuplée que les zones environnantes du spectre de masse.
L'événement a été détecté le 29 mai 2023 par l'observatoire LIGO Livingston en Louisiane. À ce moment-là, les autres détecteurs du réseau étaient soit hors ligne, soit pas assez sensibles pour capter le signal, ce qui signifie que la découverte reposait sur les épaules d'un seul instrument. Malgré cette limitation, le signal était clair et fort, apparaissant comme un « chirp » distinct dans les données, dont la fréquence et l'intensité augmentaient à mesure que les deux objets spiralent l'un vers l'autre. Trois programmes informatiques différents, conçus pour filtrer le bruit de l'univers afin de trouver ces motifs spécifiques, ont tous identifié le même événement avec un haut degré de confiance. Les données ont montré que les deux objets étaient engagés dans une danse serrée, se rapprochant de plus en plus jusqu'à fusionner en un seul objet plus massif.
Lorsque les chercheurs ont analysé les données pour déterminer la masse des objets impliqués, ils ont trouvé un objet primaire pesant entre 2,5 et 4,5 fois la masse de notre Soleil. Le second objet était plus léger, pesant entre 1,2 et 2,0 masses solaires. L'objet le plus léger correspond parfaitement à ce que nous savons des étoiles à neutrons. L'objet le plus lourd, cependant, est une énigme. Il est trop lourd pour être une étoile à neutrons typique, mais trop léger pour être un trou noir typique. Bien que les scientifiques ne puissent pas affirmer avec une certitude absolue ce qu'est l'objet le plus lourd, l'explication la plus probable est qu'il s'agit d'un trou noir formé dans l'écart de masse inférieur. Cela en ferait le trou noir le plus léger jamais observé dans un système binaire en fusion.
La découverte est significative car elle modifie notre compréhension de la formation de ces objets. Si l'objet le plus lourd est effectivement un trou noir, cela suggère que le processus d'effondrement d'une étoile peut parfois produire des objets dans cette gamme de poids intermédiaire, plutôt que de passer directement aux masses plus lourdes que nous voyons habituellement. Les chercheurs ont également étudié le spin des objets, qui nous indique la vitesse de leur rotation. Ils ont découvert que les spins n'étaient pas parfaitement alignés avec l'orbite, un détail qui aide à affiner les modèles de la manière dont ces systèmes binaires parviennent à se former. Bien que les données ne permettent pas d'exclure la possibilité que l'objet le plus lourd soit une étoile à neutrons exceptionnellement massive, l'équilibre des preuves penche vers un trou noir.
Cet événement a également des implications sur ce qui se passe lors de la collision de ces objets. Lorsqu'une étoile à neutrons rencontre un trou noir, le trou noir peut parfois déchirer l'étoile à neutrons avant de l'avaler, créant un flash de lumière et d'autres radiations que les télescopes peuvent observer. Parce que les deux objets de cette collision avaient des masses plus similaires entre elles que dans les observations précédentes, les chances d'une telle rupture de marée étaient plus élevées. Cela signifie que les futures collisions de ce type pourraient être plus susceptibles de produire de la lumière visible, offrant aux astronomes une chance d'étudier ces événements à la fois avec des détecteurs d'ondes gravitationnelles et des télescopes traditionnels.
L'équipe a calculé que des collisions comme celle-ci arrivent assez fréquemment pour être un événement courant dans l'univers, se produisant environ 55 fois par milliard de années-lumière cubes chaque année. Ce taux suggère que l'écart de masse inférieur n'est pas une anomalie rare, mais une partie standard de la population cosmique. La découverte de GW230529 ne se contente pas d'ajouter un nouveau point de donnée à un graphique ; elle appelle à un changement de paradigme concernant les hypothèses de modèles spécifiques de la formation de ces objets. Elle confirme que l'univers est plus varié que ce que l'on pensait auparavant, avec des objets existant dans les espaces entre nos catégories établies. À mesure que les détecteurs continuent d'écouter, ils sont susceptibles de trouver davantage de ces objets intermédiaires, complétant ainsi les lacunes de notre carte cosmique et révélant la véritable diversité de la mort des étoiles.
Résumé technique : Observation d'ondes gravitationnelles issues de la coalescence d'un objet compact de 2,5–4,5 M⊙ et d'une étoile à neutrons (GW230529)
Problématique et contexte
L'article traite de l'incertitude entourant la distribution de masse des objets compacts, plus précisément l'existence d'un « gap de masse inférieur » (lower mass gap) entre les étoiles à neutrons (NS) les plus massives et les trous noirs (BH) les moins massifs. Les mesures de masse dynamiques antérieures des binaires X de la Voie lactée suggéraient une rareté des objets compacts entre ∼3 et 5M⊙. Bien que les observations d'ondes gravitationnelles (GW) aient commencé à sonder cette région (par exemple, GW190814), les statistiques de population restent parcellaires. Les auteurs rapportent la détection d'un nouveau signal de coalescence de binaire compacte (CBC), GW230529, observé durant le quatrième cycle d'observation (O4) du réseau LIGO–Virgo–KAGRA, afin de mieux contraindre la distribution de masse et la nature des objets au sein de ce gap.
Méthodologie
- Détection : Le signal a été détecté le 29 mai 2023 à 18:15:00 UTC. En raison de l'état hors ligne de LIGO Hanford, Virgo et de la sensibilité limitée de KAGRA à ce moment-là, l'analyse s'est appuyée exclusivement sur les données de l'observatoire LIGO Livingston. Le signal a été identifié indépendamment par trois pipelines de recherche à filtre adapté : GstLAL, MBTA et PyCBC.
- Estimation des paramètres : Les propriétés de la source ont été déduites par inférence bayésienne à l'aide des bibliothèques Bilby et Parallel Bilby. L'analyse a utilisé un segment de données de 128 secondes contenant le signal. Pour atténuer les erreurs systématiques de modélisation de forme d'onde, particulièrement pour les systèmes potentiels d'étoile à neutrons–trou noir (NSBH), les auteurs ont combiné les échantillons de l'arrière-plan (posterior samples) de deux modèles de forme d'onde distincts : le modèle phénoménologique en domaine fréquentiel IMRPhenumXPHM et le modèle effective-one-body en domaine temporel SEOBNRv5PHM. Ces modèles incluaient des moments multipolaires d'ordre supérieur et une précession orbitale induite par le spin, mais excluaient initialement les effets de marée pour l'analyse principale.
- Analyse de population : Les auteurs ont employé l'inférence bayésienne hiérarchique pour mettre à jour les estimations de taux de fusion et les modèles de population. Ils ont utilisé trois modèles de population : le modèle « NSBH-pop » (spécifique aux NSBH paramétriques), le modèle « Power law + Dip + Break » (conçu pour détecter les gaps de masse) et un modèle non paramétrique « Binned Gaussian Process ».
- Classification de la nature : Pour déterminer la nature des composantes, les auteurs ont marginalisé les incertitudes sur la masse, le spin, le décalage vers le rouge (redshift) et l'équation d'état (EOS) de la matière supranucléaire. Ils ont calculé la probabilité a posteriori que la masse et le spin de chaque composante soient cohérents avec les limites maximales supportées par l'EOS.
Résultats clés
- Propriétés de la source : La binaire est composée de deux éléments avec des masses m1=3,6−1,2+0,8M⊙ et m2=1,4−0,2+0,6M⊙ (intervalles de crédibilité à 90 %). Le rapport de masse est q=0,39−0,12+0,41. La masse primaire est inférieure à 5M⊙ avec une crédibilité de 99 %.
- Spin : Le spin effectif d'inspiral est mesuré à χeff=−0,10−0,17+0,12, ce qui est cohérent avec un système où une composante de spin est antialignée avec le moment angulaire orbital ou possède des spins négligeables. Aucune preuve de précession n'a été trouvée.
- Nature des composantes :
- La composante secondaire est cohérente avec une étoile à neutrons (P(m2 est NS)≈96% sous des priors de spin élevé).
- La composante primaire réside dans le gap de masse inférieur (3–5M⊙). Sous les priors de spin élevé par défaut, la probabilité que la primaire soit une étoile à neutrons est faible (∼2,9%), favorisant une interprétation de trou noir. Cependant, en incorporant le prior de population « Power law + Dip + Break », la probabilité que la primaire soit une étoile à neutrons augmente à ∼8,8% (et jusqu'à ∼27% si les contraintes de spin sont assouplies).
- Les contraintes de déformabilité de marée ont été peu concluantes ; les données n'ont pas fortement favorisé ou exclu les effets de marée, ce qui est cohérent avec un rapport signal sur bruit modéré.
- Taux de fusion : L'inclusion de GW230529 met à jour l'estimation du taux de fusion NSBH. En utilisant une approche basée sur les événements, le taux pour les systèmes de type GW230529 est estimé à 55−47+127 Gpc−3 an−1. Le taux NSBH basé sur la population est mis à jour à 94−64+109 Gpc−3 an−1.
- Implications multimessager : En raison du rapport de masse relativement symétrique par rapport aux détections NSBH précédentes, GW230529 présente une probabilité plus élevée de rupture de marée. Les auteurs estiment la probabilité de rupture de marée à 0,1 (sous des priors de spin élevé), impliquant une probibilité plus élevée de contreparties électromagnétiques (EM) pour des systèmes similaires. La fraction de fusions NSBH attendues comme étant brillantes en EM passe de ≤0,06 à ≤0,18 avec l'inclusion de cet événement.
Signification et affirmations
L'article affirme que GW230529 fournit une preuve supplémentaire de l'existence d'objets compacts au sein du prétendu gap de masse inférieur (3–5M⊙). Bien que les auteurs ne puissent pas déterminer de manière définitive la nature de la composante primaire à partir des seules données GW, l'interprétation la plus probable est la coalescence d'une étoile à neutrons avec un trou noir ayant une masse située entre les étoiles à neutrons les plus massives connues et les trous noirs les plus légers connus.
Les principales implications soulignées par les auteurs sont :
- Occupation du gap de masse : La détection renforce le fait que la plage 3–5M⊙ n'est pas vide, bien qu'elle puisse être moins peuplée que les régions environnantes.
- NSBH symétriques : GW230529 est la fusion NSBH la plus symétrique en rapport de masse observée à ce jour. Cette symétrie augmente le taux attendu de fusions NSBH subissant une rupture de marée et produisant des contreparties EM, ce qui pourrait modifier le taux prédit des événements NSBH brillants en EM.
- Canaux de formation : La faible masse de la primaire remet en question les modèles standards de supernova à effondrement de cœur, suggérant une formation via un fallback ou un effondrement induit par accrétion, ou potentiellement comme un résidu de fusion de deux étoiles à neutrons (bien que cette dernière option soit jugée moins probable en raison des contraintes de taux).
- Contraintes de population : L'événement sert de donnée critique pour affiner les modèles de population des binaires compactes, notamment concernant la distribution du rapport de masse et la forme du spectre de masse près du gap de masse inférieur.
Les auteurs concluent que, indépendamment du fait que la primaire soit un trou noir ou une étoile à neutrons, GW230529 représente un ajout novateur à la population CBC et souligne l'importance de la poursuite de l'exploration de l'espace des paramètres CBC durant l'O4 et au-delà.
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Adopté par des chercheurs de Stanford, Cambridge et de l'Académie des sciences.
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