GWTC-4.0: Constraints on the Cosmic Expansion Rate and Modified Gravitational-wave Propagation
Cet article analyse 142 sources d'ondes gravitationnelles issues du catalogue GWTC-4.0 pour estimer conjointement la constante de Hubble à 75,4−9,1+12,8 km s−1 Mpc−1 et contraindre les déviations par rapport à la relativité générale dans la propagation des ondes gravitationnelles, trouvant des résultats cohérents avec la cosmologie standard.
Auteurs originaux : The LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, the KAGRA Collaboration, A. G. Abac, I. Abouelfettouh, F. Acernese, K. Ackley, C. Adamcewicz, S. Adhicary, D. Adhikari, N. Adhikari, R. X. Adhikari, V. K. Adkins, S. Afroz, A. Agapito, D. Agarwal, M. Agathos, N. Aggarwal, S. Aggarwal, O. D. Aguiar, I. -L. Ahrend, L. Aiello, A. Ain, P. Ajith, T. Akutsu, S. Albanesi, W. Ali, S. Al-Kershi, C. Alléné, A. Allocca, S. Al-Shammari, P. A. Altin, S. Alvarez-Lopez, W. Amar, O. Amarasinghe, A. Amato, F. Amicucci, C. Amra, A. Ananyeva, S. B. Anderson, W. G. Anderson, M. Andia, M. Ando, 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, M. Arca Sedda, J. S. Areeda, N. Aritomi, F. Armato, S. Armstrong, N. Arnaud, M. Arogeti, S. M. Aronson, K. G. Arun, G. Ashton, Y. Aso, L. Asprea, M. Assiduo, S. Assis de Souza Melo, S. M. Aston, P. Astone, F. Attadio, F. Aubin, K. AultONeal, G. Avallone, E. A. Avila, S. Babak, C. Badger, S. Bae, S. Bagnasco, L. Baiotti, R. Bajpai, T. Baka, A. M. Baker, K. A. Baker, T. Baker, G. Baldi, N. Baldicchi, M. Ball, G. Ballardin, S. W. Ballmer, S. Banagiri, B. Banerjee, D. Bankar, T. M. Baptiste, P. Baral, M. Baratti, J. C. Barayoga, B. C. Barish, D. Barker, N. Barman, P. Barneo, F. Barone, B. Barr, L. Barsotti, M. Barsuglia, D. Barta, A. M. Bartoletti, M. A. Barton, I. Bartos, A. Basalaev, R. Bassiri, A. Basti, M. Bawaj, P. Baxi, J. C. Bayley, A. C. Baylor, P. A. Baynard II, M. Bazzan, V. M. Bedakihale, F. Beirnaert, M. Bejger, D. Belardinelli, A. S. Bell, D. S. Bellie, L. Bellizzi, W. Benoit, I. Bentara, J. D. Bentley, M. Ben Yaala, S. Bera, F. Bergamin, B. K. Berger, S. Bernuzzi, M. Beroiz, C. P. L. Berry, D. Bersanetti, T. Bertheas, A. Bertolini, J. Betzwieser, D. Beveridge, G. Bevilacqua, N. Bevins, R. Bhandare, R. Bhatt, D. Bhattacharjee, S. Bhattacharyya, S. Bhaumik, V. Biancalana, A. Bianchi, I. A. Bilenko, M. Bilicki, G. Billingsley, A. Binetti, S. Bini, C. Binu, S. Biot, O. Birnholtz, S. Biscoveanu, A. Bisht, M. Bitossi, M. -A. Bizouard, S. Blaber, J. K. Blackburn, L. A. Blagg, C. D. Blair, D. G. Blair, N. Bode, N. Boettner, 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, A. Borchers, S. Borhanian, V. Boschi, S. Bose, V. Bossilkov, Y. Bothra, A. Boudon, L. Bourg, M. Boyle, A. Bozzi, C. Bradaschia, P. R. Brady, A. Branch, M. Branchesi, I. Braun, 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, Y. Bu, 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, R. Cabrita, V. Cáceres-Barbosa, L. Cadonati, G. Cagnoli, C. Cahillane, A. Calafat, T. A. Callister, E. Calloni, S. R. Callos, M. Canepa, G. Caneva Santoro, K. C. Cannon, H. Cao, L. A. Capistran, E. Capocasa, E. Capote, G. Capurri, G. Carapella, F. Carbognani, M. Carlassara, J. B. Carlin, T. K. Carlson, M. F. Carney, M. Carpinelli, G. Carrillo, J. J. Carter, G. Carullo, A. Casallas-Lagos, J. Casanueva Diaz, C. Casentini, S. Y. Castro-Lucas, S. Caudill, M. Cavaglià, R. Cavalieri, A. Ceja, G. Cella, P. Cerdá-Durán, E. Cesarini, N. Chabbra, W. Chaibi, A. Chakraborty, P. Chakraborty, S. Chakraborty, S. Chalathadka Subrahmanya, J. C. L. Chan, M. Chan, K. Chang, S. Chao, P. Charlton, E. Chassande-Mottin, C. Chatterjee, Debarati Chatterjee, Deep Chatterjee, M. Chaturvedi, S. Chaty, K. Chatziioannou, A. Chen, A. H. -Y. Chen, D. Chen, H. Chen, H. Y. Chen, S. Chen, Yanbei Chen, Yitian Chen, H. P. Cheng, P. Chessa, H. T. Cheung, S. Y. Cheung, F. Chiadini, G. Chiarini, A. Chiba, A. Chincarini, M. L. Chiofalo, A. Chiummo, C. Chou, S. Choudhary, N. Christensen, S. S. Y. Chua, G. Ciani, P. Ciecielag, M. Cieślar, M. Cifaldi, B. Cirok, F. Clara, J. A. Clark, T. A. Clarke, P. Clearwater, S. Clesse, F. Cleva, E. Coccia, E. Codazzo, P. -F. Cohadon, S. Colace, E. Colangeli, M. Colleoni, C. G. Collette, J. Collins, S. Colloms, A. Colombo, C. M. Compton, G. Connolly, L. Conti, T. R. Corbitt, I. Cordero-Carrión, S. Corezzi, N. J. Cornish, I. Coronado, A. Corsi, R. Cottingham, M. W. Coughlin, A. Couineaux, P. Couvares, D. M. Coward, R. Coyne, A. Cozzumbo, J. D. E. Creighton, T. D. Creighton, P. Cremonese, S. Crook, R. Crouch, J. Csizmazia, J. R. Cudell, T. J. Cullen, A. Cumming, E. Cuoco, M. Cusinato, L. V. Da Conceição, T. Dal Canton, S. Dal Pra, G. Dálya, B. D'Angelo, S. Danilishin, S. D'Antonio, K. Danzmann, K. E. Darroch, L. P. Dartez, R. Das, A. Dasgupta, V. Dattilo, A. Daumas, N. Davari, I. Dave, A. Davenport, M. Davier, T. F. Davies, D. Davis, L. Davis, M. C. Davis, P. Davis, E. J. Daw, M. Dax, J. De Bolle, M. Deenadayalan, J. Degallaix, M. De Laurentis, F. De Lillo, S. Della Torre, W. Del Pozzo, A. Demagny, F. De Marco, G. Demasi, F. De Matteis, N. Demos, T. Dent, A. Depasse, N. DePergola, R. De Pietri, R. De Rosa, C. De Rossi, M. Desai, R. DeSalvo, A. DeSimone, R. De Simone, A. Dhani, R. Diab, M. C. Díaz, M. Di Cesare, G. Dideron, T. Dietrich, L. Di Fiore, C. Di Fronzo, M. Di Giovanni, T. Di Girolamo, D. Diksha, J. Ding, S. Di Pace, I. Di Palma, D. Di Piero, F. Di Renzo, Divyajyoti, A. Dmitriev, J. P. Docherty, Z. Doctor, N. Doerksen, E. Dohmen, A. Doke, A. Domiciano De Souza, L. D'Onofrio, F. Donovan, K. L. Dooley, T. Dooney, S. Doravari, O. Dorosh, W. J. D. Doyle, M. Drago, J. C. Driggers, L. Dunn, U. Dupletsa, P. -A. Duverne, D. D'Urso, P. Dutta Roy, H. Duval, S. E. Dwyer, C. Eassa, M. Ebersold, T. Eckhardt, G. Eddolls, A. Effler, J. Eichholz, H. Einsle, M. Eisenmann, M. Emma, K. Endo, R. Enficiaud, L. Errico, R. Espinosa, M. Esposito, R. C. Essick, H. Estellés, T. Etzel, M. Evans, T. Evstafyeva, B. E. Ewing, J. M. Ezquiaga, F. Fabrizi, 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, J. Fernandes, T. Fernandes, D. Fernando, S. Ferraiuolo, 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, H. Fong, J. A. Font, F. Fontinele-Nunes, C. Foo, B. Fornal, K. Franceschetti, F. Frappez, S. Frasca, F. Frasconi, J. P. Freed, 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, R. Gamba, A. Gamboa, S. Gamoji, D. Ganapathy, A. Ganguly, B. Garaventa, J. García-Bellido, C. García-Quirós, J. W. Gardner, K. A. Gardner, S. Garg, J. Gargiulo, X. Garrido, A. Garron, F. Garufi, P. A. Garver, C. Gasbarra, B. Gateley, F. Gautier, V. Gayathri, T. Gayer, G. Gemme, A. Gennai, V. Gennari, J. George, R. George, O. Gerberding, L. Gergely, Archisman Ghosh, Sayantan Ghosh, Shaon Ghosh, Shrobana Ghosh, Suprovo Ghosh, Tathagata Ghosh, J. A. Giaime, K. D. Giardina, D. R. Gibson, C. Gier, S. Gkaitatzis, J. Glanzer, F. Glotin, J. Godfrey, R. V. Godley, P. Godwin, A. S. Goettel, E. Goetz, J. Golomb, S. Gomez Lopez, B. Goncharov, G. González, P. Goodarzi, S. Goode, A. W. Goodwin-Jones, M. Gosselin, R. Gouaty, D. W. Gould, K. Govorkova, A. Grado, V. Graham, A. E. Granados, M. Granata, V. Granata, S. Gras, P. Grassia, J. Graves, C. Gray, R. Gray, G. Greco, A. C. Green, L. Green, S. M. Green, S. R. Green, C. Greenberg, A. M. Gretarsson, H. K. Griffin, D. Griffith, H. L. Griggs, G. Grignani, C. Grimaud, H. Grote, S. Grunewald, D. Guerra, D. Guetta, G. M. Guidi, A. R. Guimaraes, H. K. Gulati, F. Gulminelli, H. Guo, W. Guo, Y. Guo, Anuradha Gupta, I. Gupta, N. C. Gupta, S. K. Gupta, V. Gupta, N. Gupte, J. Gurs, N. Gutierrez, N. Guttman, F. Guzman, D. Haba, M. Haberland, S. Haino, E. D. Hall, E. Z. Hamilton, G. Hammond, M. Haney, J. Hanks, C. Hanna, M. D. Hannam, O. A. Hannuksela, A. G. Hanselman, H. Hansen, J. Hanson, S. Hanumasagar, R. Harada, A. R. Hardison, S. Harikumar, K. Haris, I. Harley-Trochimczyk, T. Harmark, J. Harms, G. M. Harry, I. W. Harry, J. Hart, B. Haskell, C. J. Haster, K. Haughian, H. Hayakawa, K. Hayama, M. C. Heintze, J. Heinze, J. Heinzel, H. Heitmann, F. Hellman, A. F. Helmling-Cornell, G. Hemming, O. Henderson-Sapir, M. Hendry, I. S. Heng, M. H. Hennig, C. Henshaw, M. Heurs, A. L. Hewitt, J. Heynen, J. Heyns, S. Higginbotham, S. Hild, S. Hill, Y. Himemoto, N. Hirata, C. Hirose, D. Hofman, B. E. Hogan, N. A. Holland, I. J. Hollows, D. E. Holz, L. Honet, D. J. Horton-Bailey, J. Hough, S. Hourihane, N. T. Howard, E. J. Howell, C. G. Hoy, C. A. Hrishikesh, P. Hsi, H. -F. Hsieh, H. -Y. Hsieh, C. Hsiung, S. -H. Hsu, W. -F. Hsu, Q. Hu, H. Y. Huang, Y. Huang, Y. T. Huang, A. D. Huddart, B. Hughey, V. Hui, S. Husa, R. Huxford, L. Iampieri, G. A. Iandolo, M. Ianni, G. Iannone, J. Iascau, K. Ide, R. Iden, A. Ierardi, S. Ikeda, H. Imafuku, Y. Inoue, G. Iorio, P. Iosif, M. H. Iqbal, J. Irwin, R. Ishikawa, M. Isi, K. S. Isleif, Y. Itoh, M. Iwaya, B. R. Iyer, C. Jacquet, P. -E. Jacquet, T. Jacquot, S. J. Jadhav, S. P. Jadhav, M. Jain, T. Jain, A. L. James, K. Jani, J. Janquart, N. N. Janthalur, S. Jaraba, P. Jaranowski, R. Jaume, W. Javed, A. Jennings, M. Jensen, W. Jia, J. Jiang, H. -B. Jin, G. R. Johns, N. A. Johnson, M. C. Johnston, R. Johnston, N. Johny, D. H. Jones, D. I. Jones, R. Jones, H. E. Jose, P. Joshi, S. K. Joshi, G. Joubert, J. Ju, L. Ju, K. Jung, J. Junker, V. Juste, H. B. Kabagoz, T. Kajita, I. Kaku, V. Kalogera, M. Kalomenopoulos, M. Kamiizumi, N. Kanda, S. Kandhasamy, G. Kang, N. C. Kannachel, J. B. Kanner, S. A. KantiMahanty, S. J. Kapadia, D. P. Kapasi, M. Karthikeyan, M. Kasprzack, H. Kato, T. Kato, E. Katsavounidis, W. Katzman, R. Kaushik, K. Kawabe, R. Kawamoto, D. Keitel, L. J. Kemperman, J. Kennington, F. A. Kerkow, R. Kesharwani, J. S. Key, R. Khadela, S. Khadka, S. S. Khadkikar, F. Y. Khalili, F. 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, K. Kimes, M. Kinnear, J. S. Kissel, S. Klimenko, A. M. Knee, E. J. Knox, N. Knust, K. Kobayashi, S. M. Koehlenbeck, G. Koekoek, K. Kohri, K. Kokeyama, S. Koley, P. Kolitsidou, A. E. Koloniari, K. Komori, A. K. H. Kong, A. Kontos, L. M. Koponen, M. Korobko, X. Kou, A. Koushik, N. Kouvatsos, M. Kovalam, T. Koyama, D. B. Kozak, S. L. Kranzhoff, V. Kringel, N. V. Krishnendu, S. Kroker, A. Królak, K. Kruska, J. Kubisz, G. Kuehn, S. Kulkarni, A. Kulur Ramamohan, Achal Kumar, Anil Kumar, Praveen Kumar, Prayush Kumar, Rahul Kumar, Rakesh Kumar, J. Kume, K. Kuns, N. Kuntimaddi, S. Kuroyanagi, S. Kuwahara, K. Kwak, K. Kwan, S. Kwon, G. Lacaille, D. Laghi, A. H. Laity, E. Lalande, M. Lalleman, P. C. Lalremruati, M. Landry, B. B. Lane, R. N. Lang, J. Lange, R. Langgin, B. Lantz, I. La Rosa, J. Larsen, A. Lartaux-Vollard, P. D. Lasky, J. Lawrence, M. Laxen, C. Lazarte, A. Lazzarini, C. Lazzaro, P. Leaci, L. Leali, Y. K. Lecoeuche, H. M. Lee, H. W. Lee, J. Lee, K. Lee, R. -K. Lee, R. Lee, Sungho Lee, Sunjae 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, Y. Levin, K. Leyde, A. K. Y. Li, K. L. Li, T. G. F. Li, X. Li, Y. Li, Z. Li, A. Lihos, E. T. Lin, F. Lin, L. C. -C. Lin, Y. -C. Lin, C. Lindsay, S. D. Linker, A. Liu, G. C. Liu, Jian Liu, F. Llamas Villarreal, J. Llobera-Querol, R. K. L. Lo, J. -P. Locquet, S. C. G. Loggins, M. R. Loizou, L. T. London, A. Longo, D. Lopez, M. Lopez Portilla, M. Lorenzini, A. Lorenzo-Medina, V. Loriette, M. Lormand, G. Losurdo, E. Lotti, T. P. Lott IV, J. D. Lough, H. A. Loughlin, C. O. Lousto, N. Low, N. Lu, L. Lucchesi, H. Lück, D. Lumaca, A. P. Lundgren, A. W. Lussier, R. Macas, M. MacInnis, D. M. Macleod, I. A. O. MacMillan, A. Macquet, K. Maeda, S. Maenaut, S. S. Magare, R. M. Magee, E. Maggio, R. Maggiore, M. Magnozzi, M. Mahesh, M. Maini, S. Majhi, E. Majorana, C. N. Makarem, D. Malakar, J. A. Malaquias-Reis, U. Mali, S. Maliakal, A. Malik, L. Mallick, A. -K. Malz, N. Man, M. Mancarella, V. Mandic, V. Mangano, B. Mannix, G. L. Mansell, M. Manske, M. Mantovani, M. Mapelli, C. Marinelli, F. Marion, A. S. Markosyan, A. Markowitz, E. Maros, S. Marsat, F. Martelli, I. W. Martin, R. M. Martin, B. B. Martinez, D. A. Martinez, M. Martinez, V. Martinez, A. Martini, J. C. Martins, D. V. Martynov, E. J. Marx, L. Massaro, A. Masserot, M. Masso-Reid, S. Mastrogiovanni, T. Matcovich, M. Matiushechkina, L. Maurin, 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, I. McMahon, T. McRae, R. McTeague, D. Meacher, B. N. Meagher, R. Mechum, Q. Meijer, A. Melatos, C. S. Menoni, F. Mera, R. A. Mercer, L. Mereni, K. Merfeld, E. L. Merilh, J. R. Mérou, J. D. Merritt, M. Merzougui, C. Messick, B. Mestichelli, M. Meyer-Conde, F. Meylahn, A. Mhaske, A. Miani, H. Miao, C. Michel, Y. Michimura, H. Middleton, D. P. Mihaylov, A. L. Miller, S. J. Miller, M. Millhouse, E. Milotti, V. Milotti, Y. Minenkov, E. M. Minihan, Ll. M. Mir, L. Mirasola, M. Miravet-Tenés, C. -A. Miritescu, A. Mishra, C. Mishra, T. Mishra, A. L. Mitchell, J. G. Mitchell, S. Mitra, V. P. Mitrofanov, K. Mitsuhashi, R. Mittleman, O. Miyakawa, S. Miyoki, A. Miyoko, G. Mo, L. Mobilia, S. R. P. Mohapatra, S. R. Mohite, M. Molina-Ruiz, M. Mondin, M. Montani, C. J. Moore, D. Moraru, A. More, S. More, C. Moreno, E. A. Moreno, G. Moreno, A. Moreso Serra, S. Morisaki, Y. Moriwaki, G. Morras, A. Moscatello, M. Mould, B. Mours, C. M. Mow-Lowry, L. Muccillo, F. Muciaccia, D. Mukherjee, Samanwaya Mukherjee, Soma Mukherjee, Subroto Mukherjee, Suvodip Mukherjee, N. Mukund, A. Mullavey, H. Mullock, J. Mundi, C. L. Mungioli, M. Murakoshi, P. G. Murray, D. Nabari, S. L. Nadji, A. Nagar, N. Nagarajan, K. Nakagaki, K. Nakamura, H. Nakano, M. Nakano, D. Nanadoumgar-Lacroze, D. Nandi, V. Napolano, P. Narayan, I. Nardecchia, T. Narikawa, H. Narola, L. Naticchioni, R. K. Nayak, L. Negri, A. Nela, C. Nelle, A. Nelson, T. J. N. Nelson, M. Nery, A. Neunzert, S. Ng, L. Nguyen Quynh, S. A. Nichols, A. B. Nielsen, Y. Nishino, A. Nishizawa, S. Nissanke, W. Niu, F. Nocera, J. Noller, M. Norman, C. North, J. Novak, R. Nowicki, J. F. Nuño Siles, L. K. Nuttall, K. Obayashi, J. Oberling, J. O'Dell, E. Oelker, M. Oertel, G. Oganesyan, T. O'Hanlon, M. Ohashi, F. Ohme, R. Oliveri, R. Omer, B. O'Neal, M. Onishi, K. Oohara, B. O'Reilly, M. Orselli, R. O'Shaughnessy, S. O'Shea, S. Oshino, C. Osthelder, I. Ota, D. J. Ottaway, A. Ouzriat, H. Overmier, B. J. Owen, R. Ozaki, A. E. Pace, R. Pagano, M. A. Page, A. Pai, L. Paiella, A. Pal, S. Pal, M. A. Palaia, M. Pálfi, P. P. Palma, C. Palomba, P. Palud, H. Pan, J. Pan, K. C. Pan, P. K. Panda, Shiksha Pandey, Swadha Pandey, P. T. H. Pang, F. Pannarale, K. A. Pannone, B. C. Pant, F. H. Panther, M. Panzeri, F. Paoletti, A. Paolone, A. Papadopoulos, 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, A. V. Patel, D. Pathak, A. Patra, B. Patricelli, B. G. Patterson, K. Paul, S. Paul, E. Payne, T. Pearce, M. Pedraza, A. Pele, F. E. Peña Arellano, X. Peng, Y. Peng, S. Penn, M. D. Penuliar, A. Perego, Z. Pereira, C. Périgois, G. Perna, A. Perreca, J. Perret, S. Perriès, J. W. Perry, D. Pesios, S. Peters, 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, C. Plunkett, R. Poggiani, E. Polini, J. Pomper, L. Pompili, J. Poon, E. Porcelli, E. K. Porter, C. Posnansky, R. Poulton, J. Powell, G. S. Prabhu, M. Pracchia, B. K. Pradhan, T. Pradier, A. K. Prajapati, K. Prasai, R. Prasanna, P. Prasia, G. Pratten, G. Principe, G. A. Prodi, P. Prosperi, P. Prosposito, A. C. Providence, A. Puecher, J. Pullin, P. Puppo, M. Pürrer, H. Qi, J. Qin, G. Quéméner, V. Quetschke, P. J. Quinonez, N. Qutob, R. Rading, P. Raffai, I. Rainho, S. Raja, C. Rajan, B. Rajbhandari, K. E. Ramirez, F. A. Ramis Vidal, M. Ramos Arevalo, A. Ramos-Buades, S. Ranjan, K. Ransom, P. Rapagnani, B. Ratto, A. Ravichandran, A. Ray, V. Raymond, M. Razzano, J. Read, T. Regimbau, S. Reid, C. Reissel, D. H. Reitze, A. I. Renzini, B. Revenu, A. Revilla Peña, R. Reyes, L. Ricca, F. Ricci, M. Ricci, A. Ricciardone, J. Rice, J. W. Richardson, M. L. 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, 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-Sastre, S. Rowan, S. K. Roy, S. Roy, D. Rozza, P. Ruggi, N. Ruhama, E. Ruiz Morales, K. Ruiz-Rocha, S. Sachdev, T. Sadecki, P. Saffarieh, S. Safi-Harb, M. R. Sah, S. Saha, T. Sainrat, S. Sajith Menon, K. Sakai, Y. Sakai, M. Sakellariadou, S. Sakon, O. S. Salafia, F. Salces-Carcoba, L. Salconi, M. Saleem, F. Salemi, M. Sallé, S. U. Salunkhe, S. Salvador, A. Salvarese, A. Samajdar, A. Sanchez, E. J. Sanchez, L. E. Sanchez, N. Sanchis-Gual, J. R. Sanders, E. M. Sänger, F. Santoliquido, F. Sarandrea, T. R. Saravanan, N. Sarin, P. Sarkar, A. Sasli, P. Sassi, B. Sassolas, B. S. Sathyaprakash, R. Sato, S. Sato, Yukino Sato, Yu 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, R. M. Sedas, T. C. Seetharamu, M. Seglar-Arroyo, Y. Sekiguchi, D. Sellers, N. Sembo, A. S. Sengupta, E. G. Seo, J. W. Seo, V. Sequino, M. Serra, A. Sevrin, T. Shaffer, U. S. Shah, M. A. Shaikh, L. Shao, A. K. Sharma, Preeti Sharma, Prianka Sharma, Ritwik Sharma, S. Sharma Chaudhary, P. Shawhan, N. S. Shcheblanov, E. Sheridan, Z. -H. Shi, M. Shikauchi, R. Shimomura, H. Shinkai, S. Shirke, D. H. Shoemaker, D. M. Shoemaker, R. W. Short, S. ShyamSundar, A. Sider, H. Siegel, D. Sigg, L. Silenzi, L. Silvestri, M. Simmonds, L. P. Singer, Amitesh Singh, Anika Singh, D. Singh, N. Singh, S. Singh, A. M. Sintes, V. Sipala, V. Skliris, B. J. J. Slagmolen, D. A. Slater, T. J. Slaven-Blair, J. Smetana, J. R. Smith, L. Smith, R. J. E. Smith, W. J. Smith, S. Soares de Albuquerque Filho, M. Soares-Santos, K. Somiya, I. Song, S. Soni, V. Sordini, F. Sorrentino, H. Sotani, F. Spada, V. Spagnuolo, A. P. Spencer, P. Spinicelli, A. K. Srivastava, F. Stachurski, C. J. Stark, D. A. Steer, N. Steinle, J. Steinlechner, S. Steinlechner, N. Stergioulas, P. Stevens, S. P. Stevenson, M. StPierre, M. D. Strong, A. Strunk, A. L. Stuver, M. Suchenek, S. Sudhagar, Y. Sudo, N. Sueltmann, L. Suleiman, K. D. Sullivan, J. Sun, L. Sun, S. Sunil, J. Suresh, B. J. Sutton, P. J. Sutton, K. Suzuki, M. Suzuki, B. L. Swinkels, A. Syx, M. J. Szczepańczyk, P. Szewczyk, M. Tacca, H. Tagoshi, K. Takada, H. Takahashi, R. Takahashi, A. Takamori, S. Takano, H. Takeda, K. Takeshita, I. Takimoto Schmiegelow, M. Takou-Ayaoh, C. Talbot, M. Tamaki, N. Tamanini, D. Tanabe, K. Tanaka, S. J. Tanaka, S. Tanioka, D. B. Tanner, W. Tanner, L. Tao, R. D. Tapia, E. N. Tapia San Martín, C. Taranto, A. Taruya, J. D. Tasson, J. G. Tau, D. Tellez, 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, Pawan Tiwari, Praveer Tiwari, S. Tiwari, V. Tiwari, M. R. Todd, M. Toffano, A. M. Toivonen, K. Toland, A. E. Tolley, T. Tomaru, V. Tommasini, T. Tomura, H. Tong, C. Tong-Yu, A. Torres-Forné, C. I. Torrie, I. Tosta e Melo, E. Tournefier, M. Trad Nery, K. Tran, A. Trapananti, R. Travaglini, F. Travasso, G. Traylor, M. Trevor, M. C. Tringali, A. Tripathee, G. Troian, A. Trovato, L. Trozzo, R. J. Trudeau, T. Tsang, S. Tsuchida, L. Tsukada, K. Turbang, M. Turconi, C. Turski, H. Ubach, N. Uchikata, T. Uchiyama, R. P. Udall, T. Uehara, K. Ueno, V. Undheim, L. E. Uronen, T. Ushiba, M. Vacatello, H. Vahlbruch, N. Vaidya, G. Vajente, A. Vajpeyi, J. Valencia, M. Valentini, S. A. Vallejo-Peña, S. Vallero, V. Valsan, M. van Dael, E. Van den Bossche, J. F. J. van den Brand, C. Van Den Broeck, M. van der Sluys, A. Van de Walle, J. van Dongen, K. Vandra, M. VanDyke, H. van Haevermaet, J. V. van Heijningen, P. Van Hove, J. Vanier, M. VanKeuren, J. Vanosky, N. van Remortel, M. Vardaro, A. F. Vargas, V. Varma, A. N. Vazquez, A. Vecchio, G. Vedovato, J. Veitch, P. J. Veitch, S. Venikoudis, R. C. Venterea, P. Verdier, M. Vereecken, D. Verkindt, B. Verma, Y. Verma, S. M. Vermeulen, F. Vetrano, A. Veutro, A. Viceré, S. Vidyant, A. D. Viets, A. Vijaykumar, A. Vilkha, N. Villanueva Espinosa, V. Villa-Ortega, E. T. Vincent, J. -Y. Vinet, S. Viret, S. Vitale, H. Vocca, D. Voigt, E. R. G. von Reis, J. S. A. von Wrangel, W. E. Vossius, L. Vujeva, S. P. Vyatchanin, J. Wack, L. E. Wade, M. Wade, K. J. Wagner, L. Wallace, E. J. Wang, H. Wang, J. Z. Wang, W. H. Wang, Y. F. Wang, G. Waratkar, J. Warner, M. Was, T. Washimi, N. Y. Washington, D. Watarai, B. Weaver, S. A. Webster, N. L. Weickhardt, M. Weinert, A. J. Weinstein, R. Weiss, L. Wen, K. Wette, J. T. Whelan, B. F. Whiting, C. Whittle, E. G. Wickens, D. Wilken, A. T. Wilkin, B. M. Williams, D. Williams, M. J. Williams, N. S. Williams, J. L. Willis, B. Willke, M. Wils, L. Wilson, C. W. Winborn, J. Winterflood, C. C. Wipf, G. Woan, J. Woehler, N. E. Wolfe, H. T. Wong, I. C. F. Wong, K. Wong, T. Wouters, J. L. Wright, M. Wright, B. Wu, C. Wu, D. S. Wu, H. Wu, K. Wu, Q. Wu, Y. Wu, Z. Wu, E. Wuchner, D. M. Wysocki, V. A. Xu, Y. Xu, N. Yadav, H. Yamamoto, K. Yamamoto, T. S. Yamamoto, T. Yamamoto, R. Yamazaki, T. Yan, K. Z. Yang, Y. Yang, Z. Yarbrough, J. Yebana, S. -W. Yeh, A. B. Yelikar, X. Yin, J. Yokoyama, T. Yokozawa, S. Yuan, H. Yuzurihara, M. Zanolin, M. Zeeshan, T. Zelenova, J. -P. Zendri, M. Zeoli, M. Zerrad, M. Zevin, L. Zhang, N. Zhang, R. Zhang, T. Zhang, C. Zhao, Yue Zhao, Yuhang Zhao, Z. -C. Zhao, Y. Zheng, H. Zhong, H. Zhou, H. O. Zhu, Z. -H. Zhu, A. B. Zimmerman, L. Zimmermann, M. E. Zucker, J. Zweizig
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L'univers est en expansion, et depuis des décennies, les astronomes tentent de mesurer précisément à quelle vitesse. Ce taux d'expansion, connu sous le nom de constante de Hubble, est un nombre fondamental qui nous renseigne sur l'âge et la taille du cosmos. Cependant, il existe un désaccord persistant au sein de la communauté scientifique. Une méthode, qui observe la lueur résiduelle du Big Bang, suggère que l'univers est en expansion à une certaine vitesse. Une autre méthode, qui mesure la distance de l'explosion d'étoiles proches, suggère qu'il est en expansion plus rapidement. Cet écart entre les deux mesures est l'un des plus grands mystères de la physique moderne, laissant entendre que notre compréhension de l'univers pourrait être incomplète.
Pour résoudre cela, les scientifiques se sont tournés vers un nouveau type de règle cosmique : les ondes gravitationnelles. Ce sont des ondulations dans le tissu de l'espace-temps causées par des collisions violentes entre des objets massifs, tels que des trous noirs ou des étoiles à neutrons. Lorsque ces objets entrent en collision, ils émettent ces ondulations qui voyagent à travers l'univers à la vitesse de la lumière. En analysant la forme de l'onde, les scientifiques peuvent calculer exactement à quelle distance la collision s'est produite. Cette distance est appelée distance de luminosité. Le défi est que l'onde elle-même ne nous indique pas à quelle vitesse la source s'éloigne de nous, ce qui correspond au décalage vers le rouge (redshift). Sans connaître ce décalage, les scientifiques ne peuvent pas lier la distance au taux d'expansion de l'univers.
Une équipe de chercheurs issus des collaborations LIGO, Virgo et KAGRA a désormais franchi une étape majeure pour résoudre ce casse-tête. Ils ont analysé les données de 142 événements d'ondes gravitationnelles détectés par leur réseau d'observatoires. Ces événements comprenaient des collisions de trous noirs et d'étoiles à neutrons. Comme la plupart de ces collisions ne produisent pas de lumière visible, l'équipe a dû utiliser des méthodes statistiques ingénieuses pour déterminer où elles s'étaient produites. Ils ont traité la collection d'événements comme une population, cherchant des modèles dans les masses des objets en collision. Tout comme un recensement peut révéler la structure par âge d'une ville, la distribution de ces masses cosmiques contient des indices sur la distance des événements. Ils ont également recoupé la localisation de ces événements avec un catalogue massif de galaxies, recherchant des galaxies hôtes potentielles qui pourraient fournir l'information manquante sur le décalage vers le rouge.
Les chercheurs ont combiné ces deux approches avec un événement unique et célèbre qui a produit de la lumière : une collision de deux étoiles à neutrons qui a été observée à la fois en ondes gravitationnelles et en lumière visible. En fusionnant les données de cet événement lumineux unique avec l'analyse statistique des 141 événements sombres, ils sont arrivés à une nouvelle estimation du taux d'expansion de l'univers. Leur résultat est de 75,4 kilomètres par seconde par mégaparsec. Ce chiffre se situe entre les deux valeurs précédemment conflictuelles, bien qu'il penche davantage vers la vitesse plus élevée mesurée par les étoiles proches. L'incertitude de cette mesure est encore significative, ce qui signifie que la valeur réelle pourrait raisonnablement se situer n'importe où entre environ 62 et 88 kilomètres par seconde par mégaparsec, mais la méthode elle-même est robuste et indépendante des techniques précédentes.
Au-delà de la mesure du taux d'expansion, l'équipe a également utilisé ces données pour tester les lois fondamentales de la gravité. La théorie de la relativité générale d'Albert Einstein prédit que les ondes gravitationnelles voyagent à travers l'univers d'une manière spécifique, non affectées par l'expansion de l'espace en termes d'amplitude. Certaines théories alternatives de la gravité suggèrent qu'en voyageant sur de vastes distances, les ondes pourraient perdre de l'énergie ou changer d'une manière qui les ferait paraître plus éloignées qu'elles ne le sont réellement. Les chercheurs ont vérifié ces déviations en comparant la distance mesurée par les ondes gravitationnelles à la distance attendue selon la cosmologie standard. Ils n'ont trouvé aucune preuve de telles déviations. Les données sont cohérentes avec la théorie d'Einstein, suggérant que la gravité se comporte exactement comme prévu, même à travers les vastes distances du cosmos.
L'étude souligne à la fois la puissance et les limites actuelles de ce nouveau champ de l'astronomie. Les chercheurs ont constaté que les résultats les plus précis provenaient de l'utilisation d'un modèle complet incluant tous les types d'objets en collision, des étoiles à neutrons les plus légères aux trous noirs les plus massifs. Cette approche leur a permis d'extraire plus d'informations des données que les méthodes précédentes. Cependant, la précision de la mesure est actuellement limitée par la capacité de l'équipe à localiser précisément ces événements dans le ciel. Durant la période d'observation utilisée pour cette étude, l'un des détecteurs clés était hors ligne, ce qui a rendu plus difficile la délimitation de la position exacte des collisions. À mesure que davantage de détecteurs seront opérationnels et que les catalogues de galaxies deviendront plus complets, l'équipe prévoit que ces mesures deviendront beaucoup plus précises.
Ce travail représente une voie constante et indépendante vers la résolution de la tension dans notre compréhension de l'univers. Il ne dit pas encore de manière définitive laquelle des deux mesures conflictuelles précédentes est correcte, mais il prouve que les ondes gravitationnelles peuvent servir d'outil de mesure fiable et auto-étalonné pour la cosmologie. À mesure que le réseau de détecteurs s'agrandit et que le catalogue d'événements s'étend, ces ondulations cosmiques continueront d'affiner notre image de l'univers, offrant une perspective nouvelle sur les forces qui façonnent notre existence. La voie à suivre consiste à attendre davantage de collisions, une meilleure localisation et des cartes de galaxies plus profondes, mais les fondations d'une nouvelle ère de mesure cosmique ont été fermement posées.
Résumé Technique : GWTC-4.0 : Contraintes sur le taux d'expansion cosmique et la propagation modifiée des ondes gravitationnelles
Énoncé du problème
L'objectif principal de ce travail est d'obtenir des mesures indépendantes de la constante de Hubble (H0) et de tester la Relativité Générale (RG) à des échelles cosmologiques à l'aide de données d'ondes gravitationnelles (OG). Une tension significative existe entre les mesures de H0 de l'Univers primordial dérivées du Fond Cosmique Micro-onde (CMB) et les mesures locales issues des supernovae de type Ia (la « tension de Hubble »). Bien que les OG provenant de coalescences de binaires compactes (CBC) agissent comme des « sirènes standards » fournissant une mesure directe de la distance de luminosité, le décalage vers le rouge (redshift) de la source ne peut être déterminé par le seul signal d'OG en raison d'une dégénérescence avec les masses binaires. Les analyses précédentes reposaient souvent sur la fixation de paramètres de population ou manquaient de la capacité de calcul pour inférer conjointement les propriétés cosmologiques et de population lors de l'incorporation de catalogues de galaxies. Cet article aborde ces limitations en analysant la population complète de candidats CBC du quatrième catalogue de la collaboration LIGO–Virgo–KAGRA (GWTC-4.0).
Méthodologie
L'analyse emploie un cadre bayésien hiérarchique pour inférer conjointement les paramètres cosmologiques (spécifiquement H0 dans un modèle ΛCDM plat) et les propriétés de niveau de population des binaires compactes en fusion. La méthodologie intègre deux approches principales pour lever la dégénérescence masse-redshift :
Méthode de la Sirène Spectrale (Spectral Siren) : Cette approche utilise les caractéristiques de la distribution de masse dans le référentiel de la source (par exemple, les pics, les coupures et le fossé de masse entre les étoiles à neutrons et les trous noirs) pour inférer statistiquement les redshifts. Les auteurs utilisent trois modèles de masse phénoménologiques :
- LOI PLUS PIC (PLP - POWER LAW + PEAK) : Une loi de puissance avec une coupure lisse à basse masse et un pic gaussien unique.
- MULTI PIC (MLTP - MULTI PEAK) : Une extension de la PLP incluant un second pic gaussien.
- FULLPOP-4.0 : Un modèle unifié englobant l'ensemble du spectre de masse des fusions d'étoiles à neutrons (BNS), d'étoiles à neutrons-trous noirs (NSBH) et de trous noirs binaires (BBH), présentant une fonction de creux pour modéliser le fossé de masse.
Méthode de la Sirène Sombre (Dark Siren) : Cette approche complète la méthode de la sirène spectrale en identifiant les galaxies hôtes potentielles à l'intérieur du volume de localisation des OG à l'aide du catalogue de galaxies tout ciel GLADE+. Les auteurs construisent des priors de redshift en pondérant les galaxies selon leur luminosité (pondération par la luminosité, ϵ=1) ou en traitant toutes les galaxies de manière égale (sans pondération, ϵ=0). Ils tiennent compte des galaxies « hors catalogue » à l'aide d'une fonction de Schechter pour modéliser la population manquante.
Sélection des données
L'analyse utilise 142 candidats CBC de GWTC-4.0 avec un taux de fausse alarme (FAR) <0,25 an−1. Cela comprend 137 candidats BBH et 5 candidats possédant au moins une composante d'étoile à neutrons. L'événement multimessager GW170817 est traité séparément en tant que « sirène brillante » (avec un contrepartie électromagnétique connue) et combiné a posteriori avec les résultats de la sirène sombre. L'analyse utilise des échantillons de postérieurs générés avec des approximants d'onde spécifiques (par exemple, IMRPHENOMXPHM) pour assurer la cohérence, en corrigeant les erreurs de normalisation et les priors de calibration précédemment identifiées.
Contributions clés et résultats
Mesure de la constante de Hubble (H0) :
En combinant l'analyse de la sirène sombre de 141 événements (excluant GW170817 de l'inférence de la sirène sombre) avec la sirène brillante GW170817, les auteurs rapportent une médiane de H0 de 75,4 km s−1 Mpc−1.- L'intervalle de crédibilité (CI) symétrique à 68,3 % est de −12,8+9,1 km s−1 Mpc−1.
- Le CI symétrique à 90 % est de −24,5+13,3 km s−1 Mpc−1.
- L'analyse démontre que le modèle de masse FULLPOP-4.0 fournit les contraintes les plus serrées, améliorant les modèles de population unique (PLP et MLTP) d'environ 40 à 50 %.
- L'inclusion du catalogue de galaxies (GLADE+) améliore les contraintes sur H0 d'environ 15 % par rapport à la méthode de la sirène spectrale seule, bien que les caractéristiques du spectre de masse restent la source dominante d'information.
Propagation modifiée des ondes gravitationnelles :
L'article contraint les déviations de la RG affectant la propagation des OG, paramétrées par le rapport entre la distance de luminosité des OG (DLGW) et la distance de luminosité électromagnétique (DLEM). Deux paramétrisations ont été testées :- Paramétrisation Ξ0–n : Décrivant l'évolution du rapport de distance avec le redshift. Les auteurs trouvent Ξ0=1,4−0,6+1,0 (CI 68 %) avec un prior H0 large, cohérent avec la RG (Ξ0=1).
- Paramétrisation αM : Basée sur la gravité de Horndeski, contraignant le taux de variation de la masse de Planck effective. Les auteurs trouvent cM=1,3−1,8+2,2 (CI 68 %), cohérent avec la RG (cM=0).
Ces résultats ne montrent aucune preuve de gravité modifiée aux échelles cosmologiques et représentent une amélioration de 15 à 25 % des contraintes par rapport aux analyses précédentes de GWTC-3.0.
Robustesse des systèmes :
L'étude effectue des tests de robustesse approfondis, faisant varier les modèles de masse, les schémas de pondération des galaxies et les seuils d'intégration numérique. Les résultats sont jugés robustes face à ces variations, l'incertitude systématique dominante provenant du choix du modèle de distribution de masse plutôt que de l'incomplétude du catalogue de galaxies ou des seuils numériques.
Signification et revendications
L'article affirme que la principale avancée de ce travail est la marginalisation conjointe sur les hyperparamètres cosmologiques et de population tout en incorporant les informations du catalogue de galaxies. Les analyses précédentes de l'LVK avec des catalogues de galaxies reposaient sur des paramètres de population fixés, ce qui pouvait conduire à des contraintes trop optimistes. En marginalisant pleinement sur la distribution de masse et l'évolution du taux de fusion, cette étude fournit un traitement statistiquement plus robuste des incertitudes.
Les auteurs déclarent que leurs résultats sont cohérents avec les mesures du CMB de Planck et les mesures locales de SH0ES au sein du CI à 90 %, bien qu'ils ne résolvent pas la tension existante. Ils soulignent que le modèle FULLPOP-4.0, qui unifie l'analyse des populations BNS, NSBH et BBH, est crucial pour maximiser le pouvoir de contrainte des données. De plus, ce travail démontre que les événements d'OG peuvent servir de sonde indépendante de la gravité modifiée, les contraintes s'améliorant significativement grâce à l'augmentation du nombre d'événements dans GWTC-4.0 et l'inclusion de sources à plus haut redshift, même en l'absence d'un catalogue de galaxies complet à ces distances.
Les auteurs concluent que, bien que les limitations actuelles (telles que l'absence du détecteur Virgo lors de la période O4a et l'incomplétude du catalogue GLADE+ à des redshifts élevés) restreignent la précision des mesures, la méthodologie présentée établit un cadre pour des améliorations futures. Ils anticipent que l'ajout de Virgo au réseau et la publication de catalogues de galaxies plus profonds (par exemple, UpGLADE, DESI, Euclid) amélioreront considérablement la précision des mesures.
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Adopté par des chercheurs de Stanford, Cambridge et de l'Académie des sciences.
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