Observation of Gravitational Waves from the Coalescence of a 2.5-4.5 M⊙ Compact Object and a Neutron Star
लिगो-विर्गो-कागरा सहयोग ने एक न्यूट्रॉन तारे और 2.5 से 4.5 सौर द्रव्यमान के बीच के एक सघन पिंड के विलय से उत्पन्न गुरुत्वाकर्षण तरंगों की खोज की रिपोर्ट दी है, जो लोअर मास गैप (lower mass gap) में मौजूद वस्तुओं के अस्तित्व का प्रमाण प्रदान करती है और यह सुझाव देती है कि इस प्रकार के न्यूट्रॉन स्टार-ब्लैक होल विलय कुल विलय दर का एक महत्वपूर्ण हिस्सा हैं।
मूल लेखक: 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. 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मूल पेपर CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/) के तहत लाइसेंस किया गया है। ✨ नीचे दिए गए पेपर की यह व्याख्या AI से तैयार की गई है। इसे लेखकों ने न तो लिखा है, न इसका समर्थन किया है। तकनीकी सटीकता के लिए मूल पेपर देखें। पूरा डिस्क्लेमर पढ़ें
दशकों से, खगोलविदों ने तारों के जीवन का मानचित्र बनाया है, उन्हें चमकते हुए और अंततः अपने ही भार के नीचे ढहते हुए देखा है। जब एक विशाल तारा मरता है, तो वह पीछे एक सघन कोर छोड़ देता है। यदि वह कोर पर्याप्त भारी है, तो वह एक ब्लैक होल (कृष्ण विवर) बन जाता है, एक ऐसी वस्तु जो इतनी सघन है कि प्रकाश भी उससे बच नहीं सकता। यदि यह हल्का है, तो यह एक न्यूट्रॉन स्टार (न्यूट्रॉन तारा) बन जाता है, जो पदार्थ का एक शहर के आकार का गोला है जो इतना संकुचित है कि उसका एक चम्मच मात्र अरबों टन वजन रखेगा। लंबे समय तक, वैज्ञानिक इन दो परिवारों के बीच एक स्पष्ट विभाजन होने में विश्वास करते थे। उन्हें लगता था कि न्यूट्रॉन तारे एक निश्चित वजन तक पहुँचते हैं, और ब्लैक होल एक भारी वजन से शुरू होते हैं, जिससे बीच में एक अंतराल रह जाता था जहाँ ऐसे कोई भी पिंड अस्तित्व में नहीं हो सकते थे। यह अंतराल, जो हमारे सूर्य के द्रव्यमान के लगभग तीन से पांच गुना तक फैला हुआ था, एक रहस्य था जिसने तारों की मृत्यु के बारे में हमारी समझ को परिभाषित किया।
2023 में, वैज्ञानिकों की एक टीम ने एक वैश्विक गुरुत्वाकर्षण तरंग डिटेक्टर नेटवर्क का उपयोग करके ब्रह्मांड को एक नए तरीके से सुनना शुरू किया। ये डिटेक्टर, अंतरिक्ष-समय में हिंसक ब्रह्मांडीय घटनाओं के कारण होने वाली लहरों को महसूस करने के लिए बनाए गए विशाल उपकरण, अंततः एक ऐसे संकेत को पकड़ने में सफल रहे जिसने पुराने नियमों को चुनौती दी। GW230529 नामक यह संकेत दो सघन पिंडों के बीच टक्कर से आया था। एक न्यूट्रॉन स्टार था, और दूसरा एक रहस्यमय पिंड था जिसका द्रव्यमान ठीक उसी वर्जित अंतराल में आता था। यह खोज बताती है कि सबसे भारी न्यूट्रॉन सितारों और सबसे हल्के ब्लैक होल्स के बीच का अंतराल खाली नहीं हो सकता है, बल्कि इसमें ऐसे पिंड हो सकते हैं जो साक्षात सामने होते हुए भी छिपे रहे, हालांकि द्रव्यमान स्पेक्ट्रम के आसपास के क्षेत्रों की तुलना में यह क्षेत्र कम आबादी वाला हो सकता है।
इस घटना का पता 29 मई, 2023 को लुइसियाना में स्थित लाइगो लिविंगस्टन वेधशाला द्वारा लगाया गया था। उस क्षण, नेटवर्क के अन्य डिटेक्टर या तो ऑफलाइन थे या इतने संवेदनशील नहीं थे कि संकेत को पकड़ सकें, जिसका अर्थ है कि यह खोज एक एकल उपकरण के कंधों पर टिकी थी। इस सीमा के बावजूद, संकेत स्पष्ट और मजबूत था, जो डेटा में एक विशिष्ट 'चर्प' (chirp) के रूप में दिखाई दिया, जो दोनों पिंडों के एक-दूसरे के चारों ओर घूमने के दौरान आवृत्ति और तीव्रता में बढ़ता गया। तीन अलग-अलग कंप्यूटर प्रोग्राम, जिन्हें ब्रह्मांड के शोर के बीच से इन विशिष्ट पैटर्न को खोजने के लिए डिज़ाइन किया गया था, उन सभी ने उच्च विश्वास के साथ एक ही घटना की पहचान की। डेटा ने दिखाया कि दो पिंड एक तंग नृत्य में बंधे थे, जो एक दूसरे के करीब आते गए जब तक कि वे एक एकल, अधिक विशाल पिंड में विलीन नहीं हो गए।
जब शोधकर्ताओं ने पिंडों के द्रव्यमान को निर्धारित करने के लिए डेटा का विश्लेषण किया, तो उन्होंने पाया कि प्राथमिक पिंड हमारे सूर्य के द्रव्यमान का 2.5 से 4.5 गुना के बीच था। दूसरा पिंड हल्का था, जिसका वजन सूर्य के द्रव्यमान का 1.2 से 2.0 गुना के बीच था। हल्का पिंड उस जानकारी के साथ पूरी तरह फिट बैठता है जो हम न्यूट्रॉन सितारों के बारे में जानते हैं। हालाँकि, भारी पिंड एक पहेली है। यह एक विशिष्ट न्यूट्रॉन स्टार होने के लिए बहुत भारी है, फिर भी एक विशिष्ट ब्लैक होल होने के लिए बहुत हल्का है। जबकि वैज्ञानिक पूर्ण निश्चितता के साथ यह नहीं कह सकते कि वह भारी पिंड क्या है, सबसे संभावित स्पष्टीकरण यह है कि वह एक ब्लैक होल है जो निचले द्रव्यमान अंतराल (lower mass gap) में बना है। यह इसे विलय होने वाले बाइनरी सिस्टम में अब तक का सबसे हल्का ब्लैक होल बनाता।
यह खोज महत्वपूर्ण है क्योंकि यह इन पिंडों के बनने के बारे में हमारी समझ को बदल देती है। यदि भारी पिंड वास्तव में एक ब्लैक होल है, तो यह सुझाव देता है कि एक तारे के ढहने की प्रक्रिया कभी-कभी इस मध्यवर्ती वजन सीमा में पिंडों का उत्पादन कर सकती है, बजाय इसके कि वह सीधे उन भारी द्रव्यमानों की ओर बढ़ जाए जिन्हें हम आमतौरता पर देखते हैं। शोधकर्ताओं ने पिंडों के स्पिन (घूर्णन) की भी जांच की, जो हमें बताता है कि वे कितनी तेजी से घूम रहे थे। उन्होंने पाया कि स्पिन कक्षा (ऑर्बिट) के साथ पूरी तरह से संरेखित नहीं थे, एक ऐसा विवरण जो यह समझने में मदद करता है कि ये बाइनरी सिस्टम कैसे बनते हैं। हालांकि डेटा इस संभावना को खारिज नहीं करता कि भारी पिंड एक असामान्य रूप से विशाल न्यूट्रॉन स्टार हो सकता है, लेकिन साक्ष्यों का संतुलन एक ब्लैक होल की ओर इशारा करता है।
इस घटना के टकराने पर क्या होता है, इसके भी निहितार्थ हैं। जब एक न्यूट्रॉन स्टार एक ब्लैक होल से मिलता है, तो ब्लैक होल कभी-कभी न्यूट्रॉन स्टार को निगलने से पहले उसे फाड़ सकता है, जिससे प्रकाश और अन्य विकिरण की एक चमक पैदा होती है जिसे दूरबीनें देख सकती हैं। चूंकि इस टक्कर में शामिल दो पिंडों के द्रव्यमान पिछले अवलोकनों की तुलना में एक-दूसरे के अधिक समान थे, इसलिए इस प्रकार के ज्वारीय विघटन (tidal disruption) की संभावनाएं अधिक थीं। इसका मतलब है कि इस प्रकार की भविष्य की टक्करों में दृश्य प्रकाश उत्पन्न होने की संभावना अधिक होगी, जो खगोलविदों को गुरुत्वाकर्षण तरंग डिटेक्टरों और पारंपरिक दूरबीनों दोनों के साथ इन घटनाओं का अध्ययन करने का अवसर प्रदान करती है।
टीम ने गणना की कि इस तरह की टक्कर काफी बार होती है, जो ब्रह्मांड में एक सामान्य घटना है, जो प्रति क्यूबिक बिलियन प्रकाश वर्ष में हर साल लगभग 55 बार होती है। यह दर बताती है कि निचला द्रव्यमान अंतराल एक दुर्लभ विसंगति नहीं है, बल्कि ब्रह्मांडीय जनसंख्या का एक मानक हिस्सा है। GW230529 की खोज केवल एक चार्ट में एक नया डेटा बिंदु जोड़ती है; यह इन पिंडों के निर्माण के संबंध में विशिष्ट मॉडल धारणाओं में बदलाव का आग्रह करती है। यह पुष्टि करता है कि ब्रह्मांड हमारी स्थापित श्रेणियों के बीच मौजूद पिंडों के साथ पहले की तुलना में अधिक विविध है। जैसे-जैसे डिटेक्टर सुनते रहेंगे, वे संभवतः इन मध्यवर्ती पिंडों को और अधिक पाएंगे, जो हमारे ब्रह्मांडीय मानचित्र के अंतरालों को भरेंगे और तारों के मरने की वास्तविक विविधता को प्रकट करेंगे।
तकनीकी सारांश: एक 2.5–4.5 M⊙ कॉम्पैक्ट ऑब्जेक्ट और एक न्यूट्रॉन स्टार के विलय से गुरुत्वाकर्षण तरंगों का अवलोकन (GW230529)
समस्या और संदर्भ
यह शोध पत्र कॉम्पैक्ट ऑब्जेक्ट्स के द्रव्यमान वितरण (mass distribution) से जुड़ी अनिश्चितता को संबोधित करता है, विशेष रूप से सबसे भारी न्यूट्रॉन स्टार्स (NS) और सबसे हल्के ब्लैक होल्स (BH) के बीच मौजूद "लोअर मास गैप" (lower mass gap) के अस्तित्व को लेकर। गैलेक्टिक एक्स-रे बाइनरीज के पिछले डायनेमिकल मास मेजरमेंट्स ने ∼3 से 5M⊙ के बीच कॉम्पैक्ट ऑब्जेक्ट्स की कमी का संकेत दिया था। हालांकि गुरुत्वाकर्षण तरंग (GW) अवलोकनों ने इस क्षेत्र की जांच करना शुरू कर दिया है (जैसे, GW190814), लेकिन जनसंख्या सांख्यिकी अभी भी विरल है। लेखक एक नए कॉम्पैक्ट बाइनरी कोलेसेंस (CBC) सिग्नल, GW230529, की रिपोर्ट करते हैं, जिसे LIGO–Virgo–KAGRA (LVK) नेटवर्क के चौथे ऑब्जर्विंग रन (O4) के दौरान देखा गया था, ताकि द्रव्यमान वितरण और इन वस्तुओं की प्रकृति को और अधिक स्पष्ट किया जा सके।
कार्यप्रणाली (Methodology)
- डिटेक्शन (Detection): सिग्नल 29 मई, 2023 को 18:15:00 UTC पर डिटेक्ट किया गया था। LIGO हैनफोर्ड के ऑफलाइन स्टेटस और KAGRA की सीमित संवेदनशीलता के कारण, विश्लेषण पूरी तरह से LIGO लिविंगस्टन वेधशाला के डेटा पर निर्भर था। सिग्नल को तीन स्वतंत्र मैच-फिल्टर्ड सर्च पाइपलाइन्स: GstLAL, MBTA, और Py-CBC द्वारा पहचाना गया था।
- पैरामीटर एस्टीमेशन (Parameter Estimation): सोर्स प्रॉपर्टीज को Bilby और Parallel Bilby लाइब्रेरी के साथ बेयसियन इन्फरेंस (Bayesian inference) का उपयोग करके निकाला गया। विश्लेषण में सिग्नल वाले 128-सेकंड के डेटा सेगमेंट का उपयोग किया गया। वेवफॉर्म मॉडलिंग, विशेष रूप से संभावित न्यूट्रॉन स्टार-ब्लैक होल (NSBH) सिस्टम से होने वाली व्यवस्थित त्रुटियों (systematic errors) को कम करने के लिए, लेखकों ने दो अलग-अलग वेवफॉर्म मॉडल्स के पोस्टीरियर सैंपल्स को संयोजित किया: फ्रीक्वेंसी-डोमेन फेनोमेनोलॉजिकल मॉडल IMRPhenomXPHM और टाइम-डोमेन इफेक्टिव-वन-बॉडी मॉडल SEOBNRv5PHM। इन मॉडल्स में हायर-ऑर्डर मल्टीपोल मोमेंट्स और स्पिन-इंड्यूस्ड ऑर्बिटल प्रीसेशन शामिल थे, लेकिन शुरुआत में इनमें टाइडल इफेक्ट्स (tidal effects) को बाहर रखा गया था।
- पॉपुलेशन एनालिसिस (Population Analysis): लेखकों ने मर्जर रेट अनुमानों और जनसंख्या मॉडल्स को अपडेट करने के लिए हिरार्किकल बेयसियन इन्फरेंस का उपयोग किया। उन्होंने तीन पॉपुलेशन मॉडल्स का उपयोग किया: "NSBH-pop" मॉडल (पैरामेट्रिक NSBH विशिष्ट), "Power law + Dip + Break" मॉडल (मास गैप का पता लगाने के लिए डिज़ाइन किया गया), और एक नॉन-पैरामेट्रिक "Binned Gaussian Process" मॉडल।
- नेचर क्लासिफिकेशन (Nature Classification): घटकों की प्रकृति निर्धारित करने के लिए, लेखकों ने मास, स्पिन, रेडशिफ्ट और सुप्रा-न्यूक्लियर मैटर के इक्वेशन ऑफ स्टेट (EOS) की अनिश्चितताओं पर मार्जिनलाइज किया। उन्होंने गणना की कि प्रत्येक घटक का मास और स्पिन, EOS द्वारा समर्थित अधिकतम सीमाओं के साथ कितना सुसंगत है।
मुख्य परिणाम
- सोर्स प्रॉपर्टीज (Source Properties): यह बाइनरी दो घटकों से बनी है जिनके मास m1=3.6−1.2+0.8M⊙ और m2=1.4−0.2+0.6M⊙ (90% क्रेडिबल इंटरवल) हैं। मास रेश्यो q=0.39−0.12+0.41 है। प्राइमरी मास 99% क्रेडिबिलिटी पर 5M⊙ से कम है।
- स्पिन (Spin): प्रभावी इंस्पाइरल स्पिन (effective inspiral spin) χeff=−0.10−0.17+0.12 मापा गया है, जो एक ऐसे सिस्टम के अनुरूप है जहाँ एक स्पिन घटक ऑर्बिटल एंगुलर मोमेंटम के साथ एंटी-अलाइन्ड है या जिसमें नगण्य स्पिन है। प्रीसेशन का कोई प्रमाण नहीं मिला।
- घटकों की प्रकृति (Nature of Components):
- सेकेंडरी घटक न्यूट्रॉन स्टार होने के अनुकूल है (P(m2 is NS)≈96% हाई-स्पिन प्रायर्स के तहत)।
- प्राइमरी घटक लोअर मास गैप (3–5M⊙) में स्थित है। डिफॉल्ट हाई-स्पिन प्रायर्स के तहत, प्राइमरी के न्यूट्रॉन स्टार होने की संभावना कम (∼2.9%) है, जो ब्लैक होल व्याख्या का समर्थन करती है। हालांकि, "Power law + Dip + Break" पॉपुलेशन प्रायर को शामिल करने पर, प्राइमरी के न्यूट्रॉन स्टार होने की संभावना बढ़कर ∼8.8% हो जाती है (और यदि स्पिन कंस्ट्रेंट्स को शिथिल किया जाए तो ∼27% तक पहुँच जाती है)।
- टाइडल डिफॉर्मेबिलिटी (Tidal deformability) के निष्कर्ष अनिर्णायक रहे; डेटा ने टाइडल प्रभावों का या तो मजबूती से समर्थन किया या उन्हें खारिज किया, जो मध्यम सिग्नल-टू-नॉइज़ रेशियो के अनुरूप है।
- मर्जर रेट्स (Merger Rates): GW230529 को शामिल करने से अनुमानित NSBH मर्जर रेट अपडेट होता है। इवेंट-बेस्ड अप्रोच का उपयोग करते हुए, GW230529 जैसे सिस्टम्स के लिए दर 55−47+127 Gpc−3 yr−1 अनुमानित है। पॉपुलेशन-बेस्ड NSBH दर को अपडेट करके 94−64+109 Gpc−1 yr−1 कर दिया गया है।
- मल्टीमैसेंजर इम्प्लिकेशंस (Multimessenger Implications): पिछले NSBH डिटेक्शन की तुलना में अपेक्षाकृत सममित मास रेश्यो (symmetric mass ratio) के कारण, GW230529 में टाइडल डिसरप्शन (tidal disruption) की उच्च संभावना है। लेखक टाइडल डिसरप्शन की संभावना 0.1 (हाई-स्पिन प्रायर्स के तहत) अनुमानित करते हैं, जिसका अर्थ है कि समान सिस्टम्स के लिए इलेक्ट्रोमैग्नेटिक (EM) काउंटरपार्ट्स की उच्च संभावना है। इस इवेंट के समावेश के साथ, EM-ब्राइट NSBH मर्जर की अपेक्षित हिस्सेदारी ≤0.06 से बढ़कर ≤0.18 हो जाती है।
महत्ता और दावे (Significance and Claims)
लेख का दावा है कि GW230529 कथित लोअर मास गैप (3–5M⊙) के भीतर कॉम्पैक्ट ऑब्जेक्ट्स के अस्तित्व के लिए और अधिक साक्ष्य प्रदान करता है। हालांकि लेखक केवल GW डेटा के आधार पर प्राइमरी घटक की प्रकृति को निश्चित रूप से निर्धारित नहीं कर सकते, लेकिन सबसे संभावित व्याख्या सबसे भारी ज्ञात न्यूट्रॉन स्टार और सबसे हल्के ज्ञात ब्लैक होल के बीच के द्रव्यमान वाले ब्लैक होल के साथ एक न्यूट्रॉन स्टार का कोलेसेंस (coalescence) है।
लेखकों द्वारा रेखांकित मुख्य निहितार्थ निम्नलिखित हैं:
- मास गैप ऑक्यूपेशन (Mass Gap Occupation): यह डिटेक्शन इस बात को पुख्ता करता है कि 3–5M⊙ रेंज खाली नहीं है, हालांकि यह आसपास के क्षेत्रों की तुलना में कम आबादी वाली हो सकती है।
- सिमेट्रिक NSBHs (Symmetric NSBHs): GW230529 अब तक देखा गया सबसे सिमेट्रिक-मास NSBH मर्जर है। यह समरूपता (symmetry) उन NSBH मर्जर्स की अपेक्षित दर को बढ़ाती है जिनमें टाइडल डिसरप्शन होता है और जो EM काउंटरपार्ट्स उत्पन्न करते हैं, जिससे संभावित रूप से EM-ब्राइट NSBH घटनाओं की अनुमानित दर बदल सकती है।
- फॉर्मेशन चैनल्स (Formation Channels): प्राइमरी का कम द्रव्यमान मानक कोर-कोलैप्स सुपरनोवा मॉडल्स को चुनौती देता है, जो फॉलबैक (fallback) या एक्रिशन-इंड्यूस्ड कोलैप्स, या संभावित रूप से दो न्यूट्रॉन स्टार्स के मर्जर रेमनेंट (merger remnant) के माध्यम से निर्माण का सुझाव देता है (हालांकि दर संबंधी बाधाओं के कारण दूसरे की संभावना कम मानी गई है)।
- पॉपुलेशन कंस्ट्रेंट्स (Population Constraints): यह इवेंट मास रेश्यो डिस्ट्रीब्यूशन और मास स्पेक्ट्रम के आकार (विशेष रूप से लोअर मास गैप के पास) के संबंध में पॉपुलेशन मॉडल्स को रिफाइन करने के लिए एक महत्वपूर्ण डेटा पॉइंट के रूप में कार्य करता है।
लेखक निष्कर्ष निकालते हैं कि चाहे प्राइमरी ब्लैक होल हो या न्यूट्रॉन स्टार, GW230529 निर्विवाद रूप से CBC पॉपुलेशन में एक नया जुड़ाव है और यह CBC पैरामीटर स्पेस के निरंतर अन्वेषण के महत्व को रेखांकित करता है।
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