Search for Compact Binary Coalescences with Sub-solar Mass Components in Data from the Second Part of LIGO-Virgo-KAGRA's Fourth Observing Run
Questo articolo riporta una ricerca di onde gravitazionali per coalescenze di binarie compatte con componenti di massa sub-solare utilizzando i dati della seconda parte della quarta corsa osservativa di LIGO-Virgo-KAGRA, non trovando rilevazioni significative ma stabilendo stringenti limiti superiori sui tassi di fusione che vincolano gli scenari di materia oscura che coinvolgono buchi neri primordiali e modelli dissipativi.
Autori originali: The LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, the KAGRA Collaboration, A. G. Abac, A. Abe, I. Abouelfettouh, F. Acernese, K. Ackley, A. Adam, S. Adhicary, D. 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, L. Albers, W. Ali, S. Al-Kershi, C. Allan, C. Allene, A. Allocca, S. Al-Shammari, J. A. Alvarez, S. Alvarez-Lopez, W. Amar, O. Amarasinghe, A. Amato, F. Amicucci, C. Amra, A. B. Anand, C. Anand, A. Ananyeva, S. B. Anderson, W. G. Anderson, M. Andia, M. Ando, F. Andrade-Oliveira, M. Andrés-Carcasona, J. L. Andrey, T. Andrić, J. Anglin, J. Anna, J. M. Antelis, S. Antier, T. Aoki, M. Aoumi, E. Z. Appavuravther, E. A. Appelt, S. Appert, S. K. Apple, K. Arai, A. Araya, M. C. Araya, M. Arca Sedda, F. Arciprete, J. S. Areeda, N. Aritomi, F. Armato, S. Armstrong, N. Arnaud, M. Arogeti, S. M. Aronson, G. Ashton, Y. Aso, L. Asprea, M. Assiduo, S. Assis de Souza Melo, S. M. Aston, P. Astone, P. S. Aswathi, F. Attadio, F. Aubin, K. AultONeal, G. Avallone, N. Avdeev, E. A. Avila, S. Babak, C. Badger, S. Bae, S. Bagnasco, S. Baimukhametova, L. Baiotti, T. Baka, K. A. Baker, T. Baker, G. Balbi, G. Baldi, N. Baldicchi, M. Ball, G. Ballardin, M. Ballelli, S. W. Ballmer, S. Banagiri, B. Banerjee, D. Bankar, T. M. Baptiste, P. Baral, M. Baratti, J. C. Barayoga, K. Baric, B. C. Barish, D. Barker, D. Barman, N. Barman, F. Barone, B. Barr, M. Barrios, L. Barsotti, M. Barsuglia, D. Barta, M. A. Barton, I. Bartos, A. Basalaev, R. Bassiri, A. Basti, M. Bawaj, J. C. Bayley, A. C. Baylor, P. A. Baynard II, M. Bazzan, V. M. Bedakihale, F. Beirnaert, M. Bejger, A. S. Bell, C. Bellani, D. S. Bellie, D. Beltran-Martinez, E. Benedetti, W. Benoit, I. Bentara, M. Ben Yaala, S. Bera, F. Bergamin, B. K. Berger, M. Beroiz, C. P. L. Berry, I. Berry, D. Bersanetti, T. Bertheas, A. Bertolini, J. Betzwieser, D. Beveridge, N. Bevins, J. Bezerra-Sobrinho, R. Bhandare, R. Bhatt, A. Bhattacharjee, D. Bhattacharjee, S. Bhattacharyya, S. Bhaumik, V. Biancalana, F. Bianchi, I. A. Bilenko, M. Bilicki, G. Billingsley, A. Binetti, S. Bini, S. Biot, O. Birnholtz, S. Biscoveanu, A. Bisht, M. Bitossi, M. -A. Bizouard, S. Blaber, J. Black, J. K. Blackburn, L. A. Blagg, C. D. Blair, D. G. Blair, M. Bloch, N. Bode, N. Boettner, P. Bogdan, G. Boileau, M. Boldrini, G. N. Bolingbroke, L. D. Bonavena, V. A. Bonhomme, E. Bonilla, M. S. Bonilla, A. Bonino, R. Bonnand, A. Borchers, N. Borghi, V. Boschi, S. Bose, V. Bossilkov, Y. Bothra, A. Boudon, T. D. Boybeyi, M. Boyle, A. Bozzi, C. Bradaschia, M. J. Brady, P. R. Brady, A. Branch, M. Branchesi, T. Briant, A. Brillet, M. Brinkmann, P. Brockill, E. Brockmueller, A. F. Brooks, D. D. Brown, M. L. Brozzetti, S. Brunett, G. Bruno, R. Bruntz, J. Bryant, Y. Bu, F. Bucci, A. Buchicchio, A. Buggiani, O. Bulashenko, T. Bulik, H. J. Bulten, A. Buonanno, K. Burtnyk, R. Buscicchio, N. Busdon, D. Buskulic, R. L. Byer, R. Cabrita, V. A. Cáceres-Barbosa, L. Cadonati, G. Cagnoli, C. Cahillane, A. Calafat, J. Calderón Bustillo, J. D. Callaghan, T. A. Callister, E. Calloni, S. R. Callos, K. Cannon, V. Cantory, H. Cao, L. A. Capistran, E. Capocasa, G. Capoccia, E. Capote, C. Capuano, G. Capurri, F. Carbognani, K. J. Cardona-Martínez, M. Carlassara, M. Carpinelli, G. Carrillo, G. Carullo, A. Casallas-Lagos, J. Casanueva Diaz, C. Casentini, S. Caudill, M. Cavaglià, R. Cavalieri, A. Ceja, G. Cella, P. Cerdá-Durán, N. Chabbra, W. Chaibi, A. Chakraborty, P. Chakraborty, S. Chakraborty, S. Chalathadka Subrahmanya, C. Chan, J. C. L. Chan, M. Chan, C. -Y. Chang, K. Chang, S. Chao, P. Charlton, E. Chassande-Mottin, C. Chatterjee, Debarati Chatterjee, Deep Chatterjee, M. Chaturvedi, S. Chaty, A. Chen, A. H. -Y. Chen, D. Chen, H. Chen, H. Y. Chen, S. Chen, Yanbei Chen, Yiwen Chen, G. Cheng, H. P. Cheng, P. Chessa, T. Cheunchitra, H. T. Cheung, S. Y. Cheung, F. Chiadini, G. Chiarini, A. Chiba, A. Chincarini, D. Chintala, A. Chiummo, A. Chopra, C. Chou, S. Choudhary, N. Christensen, Y. K. Chu, S. S. Y. Chua, G. Ciani, P. Ciecielag, M. Cieślar, M. Cifaldi, B. Cirok, F. Clara, J. A. Clark, T. A. Clarke, A. Claveus, M. R. Claypool, S. Clesse, F. Cleva, S. M. Clyne, E. Coccia, E. Codazzo, P. -F. Cohadon, D. E. Cohen, E. Colangeli, O. Cole, M. Colleoni, C. G. Collette, J. Collins, S. Colloms, A. Colombo, G. Compère, C. M. Compton, G. Connolly, L. Conti, T. R. Corbitt, I. Cordero-Carrión, S. Corezzi, N. J. Cornish, A. Corsi, S. Cortese, L. A. Corubolo, L. Cotnoir, R. Cottingham, J. A. Cotturone, M. W. Coughlin, P. Couvares, R. Coyne, A. Cozzumbo, J. D. E. Creighton, T. D. Creighton, S. Crook, R. Crouch, J. Csizmazia, K. Csukás, T. J. Cullen, A. Cumming, E. Cuoco, M. Cusinato, R. R. Cuzinatto, L. V. da Conceição, T. Dal Canton, S. Dall'Osso, S. Dal Pra, G. Dálya, Y. Dang, B. D'Angelo, S. Danilishin, O. Danner, S. D'Antonio, K. Danzmann, K. E. Darroch, L. P. Dartez, R. Das, S. Das, A. Dasgupta, V. Dattilo, A. Daumas, I. Dave, A. Davenport, T. F. Davies, D. Davis, M. C. Davis, P. Davis, E. J. Daw, M. Dax, J. De Bolle, E. deBruin, M. Deenadayalan, J. Degallaix, U. Deka, M. De Laurentis, C. J. Delgado Mendez, F. De Lillo, S. Della Torre, W. Del Pozzo, O. M. del Rio, A. Demagny, F. De Marco, G. Demasi, F. De Matteis, C. de Melo, N. Demos, T. Dent, A. Depasse, N. DePergola, R. De Pietri, R. De Rosa, C. De Rossi, E. K. Derrick, M. Desai, D. DeSantis, S. Deshmukh, V. Deshmukh, R. De Simone, S. Determan, S. Dhage, A. Dhani, R. Dhatri, R. Dhurkunde, R. Diab, C. Diaz, M. C. Díaz, F. Diaz Guerra, M. Di Cesare, M. A. Dicorato, T. Dietrich, C. Di Fronzo, M. Di Giovanni, 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, S. Doravari, O. Dorosh, F. Dosopoulou, M. Drago, J. C. Driggers, M. Dubois, R. S. Dumbreck, U. Dupletsa, D. D'Urso, P. Dutta Roy, H. Duval, S. Dwivedi, S. E. Dwyer, C. Eassa, M. Eberhardt, M. Ebersold, M. Ebiri, G. Eddolls, A. Effler, J. Eichholz, H. Einsle, M. Eisenmann, M. Emma, K. Endo, R. Enficiaud, V. Ernst, L. Errico, R. Espinosa, M. Esposito, R. C. Essick, H. Estellés, T. Etzel, M. Evans, T. Evstafyeva, J. M. Ezquiaga, F. Fabrizi, V. Fafone, S. Fairhurst, X. Fan, A. M. Farah, B. Farr, W. M. Farr, M. Favata, M. Fays, M. Fazio, J. Feicht, M. M. Fejer, J. -N. Feldhusen, E. Fenyvesi, A. Feo, J. Fernandes, T. Fernandes, G. Fernández Rodríguez, D. Fernando, S. Ferraiuolo, T. A. Ferreira, M. Ferrer-Martinez, F. Fidecaro, P. Figura, I. Fiori, M. Fishbach, R. P. Fisher, S. K. Fitzgerald, V. Fiumara, R. Flaminio, B. Flanagan, S. M. Fleischer, L. S. Fleming, F. Flocco, E. Floden, H. Fong, J. A. Font, F. Fontinele-Nunes, C. Foo, B. Fornal, P. W. F. Forsyth, A. Fragkos, N. Franchini, A. Franco-Ordovas, F. Frappez, F. Frasconi, J. P. Freed, Z. Frei, A. Freise, O. Freitas, R. Frey, W. Frischhertz, P. Fritschel, V. V. Frolov, M. Fuentes-Garcia, R. Fujii, T. Fujimori, Y. Fujiwara, P. Fulda, M. Fyffe, B. U. Gadre, J. R. Gair, S. Galaudage, V. Galdi, M. Galimberti, A. Gamboa, S. Gamoji, A. Ganguly, B. Garaventa, P. García Abia, J. García-Bellido, C. García-Quirós, J. W. Gardner, S. Garg, J. Gargiulo, X. Garrido, A. Garron, F. Garufi, P. A. Garver, C. Gasbarra, F. Gautier, V. Gayathri, T. Gayer, G. Gemme, A. Gennai, V. Gennari, J. George, R. George, O. Gerberding, L. Gergely, A. Ghinassi, Archisman Ghosh, Sayantan Ghosh, Shaon Ghosh, Shrobana Ghosh, Suprovo Ghosh, Tathagata Ghosh, J. A. Giaime, K. D. Giardina, D. R. Gibson, C. Gier, F. Gittins, J. Glanzer, F. Glotin, E. Glowacki, J. Godfrey, R. V. Godley, O. Godwin, A. S. Goettel, E. Goetz, J. Golomb, S. Gomez Lopez, G. González, P. Goodarzi, S. R. Goode, A. Goodwin-Jones, M. Gosselin, S. M. Goss-Grubbs, C. Gostiaux, R. Gouaty, D. W. Gould, D. Goupilliere, K. Govorkova, A. Grado, V. Graham, A. E. Granados, M. Granata, V. Granata, S. Gras, P. Grassia, C. Gray, R. Gray, G. Greco, A. C. Green, L. Green, S. R. Green, A. M. Gretarsson, E. M. Gretarsson, D. Griffith, C. Grimaud, H. Grote, S. Grunewald, A. G. Guerrero, G. M. Guidi, T. Guidry, H. K. Gulati, F. Gulminelli, H. Guo, W. Guo, Y. Guo, A. Gupta, I. Gupta, N. C. Gupta, S. K. Gupta, V. Gupta, N. Gupte, N. Guttman, F. Guzman, 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, H. Hansen, J. Hanson, R. Harada, A. R. Hardison, S. Harikumar, K. Haris, I. Harley-Trochimczyk, J. Harms, G. M. Harry, I. W. Harry, M. T. Hartman, B. Haskell, C. -J. Haster, K. Haughian, H. Hayakawa, K. Hayama, J. Hedberg, A. Heffernan, D. Hegde, M. C. Heintze, 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, A. Heranval, M. Heurs, A. L. Hewitt, J. Heynen, J. Heyns, S. Hido, S. Hild, M. Hill, S. Hill, Y. Himemoto, C. Hirose, D. Hofman, N. A. Holland, K. Holley-Bockelmann, I. J. Hollows, D. E. Holz, L. Honet, K. M. Hoops, M. E. Hoque, D. J. Horton-Bailey, J. Hough, S. Hourihane, N. T. Howard, E. J. Howell, C. G. Hoy, P. Hsi, H. -Y. Hsieh, C. Hsiung, S. -H. Hsu, W. -F. Hsu, H. Y. Huang, Y. Huang, A. D. Huddart, B. Hughey, D. C. Y. Hui, S. Husa, L. Iampieri, G. A. Iandolo, M. Ianni, Y. Ichinose, K. Ide, R. Iden, A. Ierardi, S. Ikeda, H. Imafuku, K. Imai, G. Inguglia, Y. Inoue, P. Iosif, J. Irwin, K. Ishida, R. Ishikawa, T. Ishikawa, H. Ishino, M. Isi, K. S. Isleif, Y. Itoh, S. Iwaguchi, M. M. Iwaya, B. R. Iyer, C. Jacquet, T. Jacquot, S. J. Jadhav, S. P. Jadhav, K. Jain, A. L. James, K. Jani, S. Jani, J. Janquart, N. N. Janthalur, S. Jaraba, P. Jaranowski, R. Jaume, W. Javed, M. Jensen, W. Jia, J. Jiang, H. -B. Jin, S. -J. Jin, G. R. Johns, N. A. Johnson, M. C. Johnston, R. Johnston, N. Johny, D. H. Jones, D. I. Jones, R. Jones, P. Joshi, S. K. Joshi, G. Joubert, J. Ju, L. Ju, I. L. Juarez-Reyes, K. Jung, H. B. Kabagoz, B. Kacskovics, T. Kajita, I. Kaku, V. Kalogera, M. Kalomenopoulos, M. Kamiizumi, N. Kanda, S. Kandhasamy, G. Kang, J. B. Kanner, S. J. Kapadia, D. P. Kapasi, A. Karia, A. S. Karia, R. Kashyap, M. Kasprzack, H. Kato, T. Kato, E. Katsavounidis, W. Katzman, R. Kaushik, K. Kawabe, S. Kawamura, D. Keitel, S. A. Kemper, L. J. Kemperman, J. Kennington, R. Kesharwani, J. S. Key, R. Khadela, S. S. Khadkikar, F. Y. Khalili, C. Khamar, F. Khan, M. Khursheed, N. M. Khusid, W. Kiendrebeogo, C. Kim, G. 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, N. Knust, K. Kobayashi, S. M. Koehlenbeck, K. Kohri, K. Kokeyama, S. Koley, P. Kolitsidou, A. E. Koloniari, K. Komori, K. Kompanets, A. K. H. Kong, A. Kontos, K. Kopczuk, L. M. Koponen, M. Korobko, X. Kou, N. Kouvatsos, T. Koyama, D. B. Kozak, E. Kraja, S. L. Kranzhoff, V. Kringel, N. V. Krishnendu, S. Kroker, A. Królak, K. Kruska, J. Kubisz, K. Kubota, G. Kuehn, D. Kukla, A. Kulur Ramamohan, Achal Kumar, Anil Kumar, Dhruv Kumar, Praveen Kumar, Prayush Kumar, Rahul Kumar, Rakesh Kumar, Ravi Kumar, Sumit Kumar, J. Kume, K. Kuns, N. Kuntimaddi, S. Kuroyanagi, K. Kwak, K. Kwan, S. Kwon, G. Lacaille, D. Laghi, A. H. Laity, N. Lajili, A. Lakhal, E. Lalande, M. Lalleman, S. Lalvani, M. Landry, R. N. Lang, A. Lange, J. A. Lange, R. Langgin, B. Lantz, I. La Rosa, O. Laske, P. D. Lasky, L. Lavezzi, J. Lawrence, M. Laxen, A. Lazzarini, C. Lazzaro, P. Leaci, L. Leali, Y. K. Lecoeuche, H. W. Lee, J. Lee, K. Lee, R. -K. Lee, R. Lee, Sungho Lee, Sunjae Lee, W. Lee, Y. Lee, F. Legger, I. N. Legred, J. Lehmann, L. Lehner, M. Le Jean, A. Lema{ître, R. Lemrani Alaoui, M. Lenti, M. Leonardi, M. Lequime, M. Lesovsky, N. Letendre, M. Lethuillier, Y. Levin, S. Lexmond, K. Leyde, A. K. Y. Li, K. L. Li, T. G. F. Li, X. Li, Y. Li, Z. Li, Q. Liang, C-Y. Lin, E. T. Lin, F. Lin, L. C. -C. Lin, Y. -C. Lin, C. Lindsay, S. D. Linker, A. Liu, F. Liu, G. C. Liu, Jian Liu, S. Liu, F. Llamas Villarreal, J. Llobera-Querol, R. K. L. Lo, J. -P. Locquet, S. C. G. Loggins, L. T. London, A. Longo, M. Lopez Portilla, A. Lorenzo-Medina, V. Loriette, M. Lormand, M. Lorusso, G. Losurdo, T. P. Lott IV, J. D. Lough, H. A. Loughlin, C. O. Lousto, N. K. Y. Low, N. Lu, H. Lück, O. Lukina, D. Lumaca, A. P. Lundgren, L. Lunghini, A. W. Lussier, L. -T. Ma, X. Ma, M. Ma'arif, S. MacBride, K. Machida, D. M. Macleod, I. A. O. MacMillan, A. Macquet, S. S. Madekar, S. Maenaut, S. S. Magare, R. M. Magee, E. Maggio, M. Magnozzi, P. Mahapatra, M. Mahesh, S. Majhi, E. Majorana, C. N. Makarem, E. Makelele, N. Malagon, 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, Z. Mangi, B. Mannix, G. L. Mansell, M. Manske, M. Mantovani, M. Mapelli, S. Marchetti, F. Marion, J. Mark, A. S. Markosyan, J. Markus, E. Maros, S. Marsat, F. Martelli, I. W. Martin, R. M. Martin, B. B. Martinez, M. Martinez, V. Martinez, A. Martini, Juan Carlos Martins, Julio C. Martins, D. V. Martynov, E. J. Marx, L. Massaro, A. Masserot, M. Masso-Reid, T. Masters, S. Mastrogiovanni, G. Mastropasqua, M. Matiushechkina, A. Matte-Landry, L. Maurin, N. Mavalvala, N. Maxwell, A. McCann, G. McCarrol, R. McCarthy, D. E. McClelland, S. McCormick, L. McCuller, L. I. McDermott, C. McElhenny, G. I. McGhee, K. B. M. McGowan, J. McIver, A. McLeod, I. McMahon, T. McRae, R. McTeague, K. McWhirter, D. Meacher, B. N. Meagher, R. Mechum, L. G. Medeiros, R. M. Mehta, A. Melatos, C. S. Menoni, R. A. Mercer, L. Mereni, K. Merfeld, E. L. Merilh, J. R. Mérou, C. Messick, M. Meyer-Conde, F. Meylahn, H. Miao, C. Michel, Y. Michimura, H. Middleton, D. P. Mihaylov, S. J. Miller, M. Millhouse, E. Milotti, V. Milotti, E. Minakaki, Y. Minenkov, Ll. M. Mir, L. Mirasola, C. -A. Miritescu, A. Mishra, C. Mishra, T. Mishra, A. Mitchell, J. G. Mitchell, O. Mitchem, S. Mitra, V. P. Mitrofanov, K. Mitsuhashi, R. Mittleman, O. Miyakawa, S. Miyoki, G. Mo, L. Mobilia, S. R. P. Mohapatra, M. Molina-Ruiz, M. Mondin, M. Montani, G. Montefusco, C. J. Moore, D. Moraru, A. More, S. More, C. Moreno, E. A. Moreno, G. Moreno, A. Moreso Serra, C. Morgan, S. Morisaki, S. Moriwaki, Y. Moriwaki, G. Morras, A. Moscatello, M. Mould, B. Mours, C. M. Mow-Lowry, L. Muccillo, F. Muciaccia, Arunava Mukherjee, D. Mukherjee, Samanwaya Mukherjee, Soma Mukherjee, Subroto Mukherjee, Suvodip Mukherjee, N. Mukund, A. Mullavey, C. L. Mungioli, Y. Murakami, M. Murakoshi, P. G. Murray, D. Nabari, S. Nadji, A. Nagar, N. Nagarajan, K. Nakagaki, A. Nakamura, K. Nakamura, H. Nakano, M. Nakano, D. Nanadoumgar-Lacroze, D. Nandi, V. Napolano, S. U. Naqvi, P. Narayan, A. Nardecchia, I. Nardecchia, T. Narikawa, H. Narola, L. Naticchioni, R. K. Nayak, J. Neeson, L. Negri, A. Nela, C. Nelle, A. Nelson, T. J. N. Nelson, A. Nemmani, A. Neunzert, M. Newell, S. Ng, T. C. K. Ng, L. -A. T. Nguyen, T. T. Nguyen, L. Nguyen Quynh, A. B. Nielsen, Y. Nishino, A. Nishizawa, S. Nissanke, W. Niu, F. Nocera, J. Noller, M. Norman, M. Norris, C. North, J. Novak, G. Nurbek, L. K. Nuttall, K. Obayashi, J. Oberling, C. E. Ochoa, C. O'Connor, J. O'Dell, E. Oelker, M. Oertel, G. Oganesyan, J. J. Oh, T. O'Hanlon, M. Ohashi, F. Ohme, Y. Okabe, I. Oke, R. Oliveira, R. Omer, N. O'Neill, M. Onishi, K. Oohara, P. Ophardt, R. J. Oram, B. O'Reilly, R. O'Shaughnessy, S. Oshino, J. Ostrovska, A. Osumi, I. Ota, G. Othman, M. Otsuka, D. J. Ottaway, A. Ouzriat, H. Overmier, B. J. Owen, A. E. Pace, M. A. Page, A. Pai, S. Pal, M. A. Palaia, M. Pálfi, C. Palomba, H. Pan, J. Pan, K. -C. Pan, P. K. Panda, Shiksha Pandey, Swadha Pandey, P. T. H. Pang, F. Pannarale, B. C. Pant, F. H. Panther, M. Panzeri, F. Paoletti, A. Paoli, A. Paolone, A. Papadopoulos, E. E. Papalexakis, L. Papalini, G. Papigkiotis, A. Paquis, A. Parisi, B. -J. Park, Jihwan Park, Junegyu Park, W. Parker, G. Pascale, D. Pascucci, A. Pasqualetti, L. Passenger, D. Passuello, O. Patane, A. V. Patel, L. 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, A. Perreca, J. Perret, D. Pesios, S. Petracca, C. Petrillo, H. P. Pfeiffer, H. Pham, K. A. Pham, K. S. Phukon, H. Phurailatpam, L. Piccari, O. J. Piccinni, M. Pichot, A. Pied, M. Piendibene, F. Piergiovanni, L. Pierini, G. Pierra, V. Pierro, M. Pillas, B. Pillon, L. Pinard, I. M. Pinto, M. Pinto, B. J. Piotrzkowski, M. Pirello, A. Pisarski, M. D. Pitkin, E. Placidi, M. L. Planas, C. Plunkett, R. Poggiani, E. Polini, M. Polo, J. Pomper, L. Pompili, J. Poon, E. Porcelli, A. S. Porter, E. K. Porter, C. Posnansky, J. Powell, G. S. Prabhu, M. Pracchia, A. K. Prajapati, K. Prasai, R. Prasanna, P. Prasia, G. Pratten, G. Principe, G. A. Prodi, P. Prosperi, P. Prosposito, A. Puecher, J. Pullin, M. Punturo, P. Puppo, M. Pürrer, H. Qi, M. Qiao, J. Qin, G. Quéméner, V. Quetschke, P. J. Quinonez, R. Rading, I. Rainho, S. Raja, C. Rajan, B. Rajbhandari, M. R. Raj Sah, K. E. Ramirez, F. A. Ramis Vidal, M. Ramos Arevalo, A. Ramos-Buades, S. Ranjan, M. Ranjbar, K. Ransom, P. Rapagnani, B. Ratto, A. Ravichandran, A. Ray, V. Raymond, M. Razzano, J. Read, J. Redepenning, J. Regan, T. Regimbau, T. Reichardt, S. Reid, C. Reissel, D. H. Reitze, A. I. Renzini, B. Revenu, A. Revilla-Peña, F. Ricci, M. Ricci, A. Ricciardone, J. Rice, J. W. Richardson, M. L. Richardson, K. Riles, H. K. Riley, A. Riminucci, F. Robinet, M. Robinson, A. Rocchi, J. Rodriguez, R. Rodriguez Lopez, L. Rolland, J. G. Rollins, A. E. Romano, R. Romano, A. Romero-Rodríguez, I. M. Romero-Shaw, J. H. Romie, S. Ronchini, T. J. Roocke, T. J. Rosauer, C. A. Rose, D. Rosińska, M. P. Ross, M. Rossello-Sastre, S. Rowan, K. Rowlands, S. K. Roy, S. Roy, T. RoyChowdhury, D. Rozza, P. Ruggi, G. H. Ruiz, E. Ruiz Morales, K. Ruiz-Rocha, V. Russ, S. M. S, S. Sachdev, T. Sadecki, F. Safai Tehrani, P. Saffarieh, S. Safi-Harb, S. Saha, T. Sainrat, S. Sajith Menon, K. Sakai, Y. Sakai, M. Sakellariadou, S. Sakon, F. Salces-Carcoba, L. Salconi, M. Saleem, F. Salemi, M. Sallé, M. Salomé, S. U. Salunkhe, S. Salvador, A. Salvarese, A. Samajdar, P. M. Samir, A. Sanchez, E. J. Sanchez, J. Sanchez, D. Sanchez-Cid, N. Sanchis-Gual, J. R. Sanders, E. M. Sänger, F. Santoliquido, E. Sapkin, F. Sarandrea, T. R. Saravanan, P. Sarkar, A. Sasli, P. Sassi, B. Sassolas, O. Sauter, R. L. Savage, T. Savicheva, T. Sawada, H. L. Sawant, D. Schaetzl, M. Scheel, A. Schiebelbein, M. G. Schiworski, K. Schluterman, P. Schmidt, R. Schnabel, M. Schneewind, R. M. S. Schofield, M. Schoor, K. Schouteden, B. W. Schulte, M. Schulz, 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, E. G. Seo, J. W. Seo, G. Seong, V. Sequino, M. Serra, C. K. Sethi, A. Sevrin, T. Shaffer, U. S. Shah, M. A. Shaikh, L. Shao, J. Sharkey, A. Sharma, A. K. Sharma, Preeti Sharma, Priyanka Sharma, Sushant Sharma-Chaudhary, P. Shawhan, T. Shen, Z. -H. Shi, K. Shimode, H. Shinkai, S. Shirke, D. H. Shoemaker, D. M. Shoemaker, R. W. Short, S. ShyamSundar, H. Siegel, V. Sierra, D. Sigg, L. Silenzi, P. J. S. Silva, L. Silvestri, M. Simmonds, L. P. Singer, A. Singh, D. Singh, M. K. Singh, N. Singh, S. Singh, M. R. Sinha, P. Sinha, A. M. Sintes, V. Skliris, B. J. J. Slagmolen, T. J. Slaven-Blair, J. Smetana, D. A. Smith, J. R. Smith, J. Smith, L. Smith, W. J. Smith, S. Soares de Albuquerque Filho, M. Soares-Santos, K. Somiya, I. Song, Q. Song, S. Soni, V. Sordini, F. Sorrentino, H. Sotani, N. E. Sovitzky, F. Spada, V. Spagnuolo, A. P. Spencer, M. Spera, P. Spinicelli, A. K. Srivastava, F. Stachurski, V. V. Stanford, A. Stanton, D. A. Steer, N. Steinle, J. Steinlechner, S. Steinlechner, C. Stephens, N. Stergioulas, M. StPierre, J. Stremiz, M. D. Strong, A. Strunk, M. Suchenek, S. Sudhagar, R. Sugimoto, L. Suleiman, K. D. Sullivan, J. Sun, L. Sun, S. Sunil, J. Suresh, P. J. Sutton, K. Suzuki, M. Suzuki, A. Svizzeretto, B. L. Swinkels, A. Syx, M. J. Szczepańczyk, M. Tacca, M. Tagliazucchi, H. Tagoshi, S. C. Tait, H. Takaba, K. Takada, H. Takahashi, R. Takahashi, A. Takamori, S. Takano, H. Takeda, I. Takimoto Schmiegelow, 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, A. Taruya, J. D. Tasson, J. G. Tau, A. Tejera, J. G. Temple, Y. Teng, H. Themann, A. Theodoropoulos, M. P. Thirugnanasambandam, L. M. Thomas, M. Thomas, P. Thomas, J. E. Thompson, S. R. Thondapu, E. Thrane, J. Tissino, A. Tiwari, Pawan Tiwari, Praveer Tiwari, S. Tiwari, V. Tiwari, M. R. Todd, E. Tofani, M. Toffano, A. M. Toivonen, K. Toland, T. Tomaru, V. Tommasini, H. Tong, C. I. Torrie, I. Tosta e Melo, E. Tournefier, A. Trapananti, R. Travaglini, F. Travasso, G. Traylor, L. Traylor, M. Trevor, M. C. Tringali, A. Tripathee, G. Troian, A. Trovato, L. Trozzo, R. J. Trudeau, T. Tsang, S. Tsuchida, K. Tsuji, L. Tsukada, A. Tuci, M. Turconi, C. Turski, H. Ubach, A. S. Ubhi, N. Uchikata, T. Uchiyama, R. P. Udall, T. Uehara, V. Undheim, V. Upadhyaya, L. E. Uronen, T. Ushiba, M. Vacatello, H. Vahlbruch, G. Vajente, J. Valencia, M. Valentini, E. Vallejo-Pagès, S. A. Vallejo-Peña, S. Vallero, M. van Dael, E. Van den Bossche, J. F. J. van den Brand, C. Van Den Broeck, M. van der Kolk, 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, J. Vanosky, N. van Remortel, M. Vardaro, A. F. Vargas, V. Varma, A. Vecchio, G. Vedovato, J. Veitch, P. J. Veitch, S. Venikoudis, P. Verdier, M. Vereecken, D. Verkindt, B. Verma, S. Verma, Y. Verma, S. M. Vermeulen, F. Vetrano, A. Veutro, A. Viceré, S. Vidyant, A. D. Viets, A. Vijaykumar, A. Vilkha, N. Villanueva Espinosa, E. T. Vincent, J. -Y. Vinet, S. Viret, S. Vitale, A. Vives, L. Vizmeg, B. Vizzone, 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, R. -Z. Wan, H. Wang, P. Wang, W. H. Wang, Y. F. Wang, Z. Wang, R. L. Ward, 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, C. Wheeler, J. T. Whelan, B. F. Whiting, E. G. Wickens, D. Wilken, B. M. Williams, D. Williams, M. J. Williams, N. S. Williams, J. L. Willis, B. Willke, M. Wils, L. Wimmer, C. W. Winborn, A. Wingfield, J. Winterflood, C. C. Wipf, G. Woan, N. E. Wolfe, H. T. Wong, I. C. F. Wong, T. Wouters, J. L. Wright, M. Wright, B. Wu, C. Wu, D. S. Wu, H. Wu, K. Wu, T. 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, H. Yang, K. Z. Yang, Y. Yang, Z. Yarbrough, J. Yébana Carrilero, A. B. Yelikar, X. Yin, J. Yokoyama, T. Yokozawa, M. Yoshihara, S. Yuan, H. Yuzurihara, M. Zanatta, M. Zanolin, M. Zeeshan, T. Zelenova, J. -P. Zendri, M. Zeoli, M. Zerrad, M. Zevin, H. Zhang, J. Zhang, L. Zhang, N. Zhang, R. Zhang, T. Zhang, C. Zhao, J. Zhao, Yue Zhao, Yuhang Zhao, L. -M. Zheng, Y. Zheng, L. Zhizhong, H. Zhong, H. Zhou, H. O. Zhu, X. -J. Zhu, Z. -H. Zhu, Z. Zhu, D. Z. Zieba, A. B. Zimmerman, L. Zimmermann, M. E. Zucker
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La gravità è il filo invisibile che lega l'universo, tendendosi attraverso il vasto vuoto tra le stelle e le galassie. Per decenni, gli scienziati hanno ascoltato le increspature che questa forza crea quando oggetti massicci collidono, un fenomeno noto come onde gravitazionali. Queste increspature portano con sé le storie degli eventi più violenti del cosmo, come lo scontro di buchi neri o la fusione di stelle di neutroni, i densi resti di stelle morte. Sebbene abbiamo udito i colpi profondi e pesanti dei buchi neri di massa stellare, rimane una domanda silenziosa sull'esistenza di oggetti molto più leggeri. Potrebbero esistere buchi neri o stelle di neutroni che pesano meno del nostro Sole? Tali oggetti "sub-solari" sarebbero impossibili da formare attraverso la morte normale di una stella, che tipicamente lascia dietro di sé un nucleo pesante. Se esistono, potrebbero essere qualcosa di interamente esotico, forse formati nei primi istanti dopo il Big Bang o creati da una forma misteriosa di materia che non interagisce con la luce. Trovarli riscriverebbe la nostra comprensione di come l'universo sia costruito e di cosa la materia oscura — la sostanza invisibile che tiene insieme le galassie — possa effettivamente essere.
Per rispondere a questa domanda, un team globale di scienziati ha utilizzato le orecchie più sensibili della storia: i rivelatori LIGO, Virgo e KAGRA. Questi strumenti, situati negli Stati Uniti, in Italia e in Giappone, sono progettati per percepire le minuscole distorsioni nello spazio-tempo causate dal passaggio delle onde gravitazionali. I ricercatori hanno concentrato la loro ricerca su un periodo di tempo specifico, da aprile 2024 a gennaio 2025, analizzando i dati raccolti durante la seconda parte della quarta grande run di osservazione della collaborazione. Hanno cercato segnali da sistemi binari — coppie di oggetti compatti che spiraleggiano l'uno verso l'altro — in cui almeno uno degli oggetti pesasse meno del Sole. La loro ricerca ha coperto una vasta gamma di possibilità, cercando coppie in cui l'oggetto più leggero avesse una massa compresa tra 0,2 e 1 volta quella del Sole, e il partner più pesante variasse da 0,2 fino a 10 volte la massa del Sole.
Il team ha impiegato tre diversi programmi informatici indipendenti per setacciare i dati, ognuno dei quali agiva come un filtro distinto per catturare qualsiasi potenziale segnale nascosto nel rumore di fondo. Questi programmi hanno confrontato i dati dei rivelatori con milioni di modelli d'onda teorici, cercando una corrispondenza che indichi un reale evento cosmico. Il risultato è stato una pulizia totale: nessuna conferma di rilevamenti di queste fusioni di oggetti leggeri. Sebbene i computer abbiano segnalato alcuni candidati insoliti che si distinguevano dal consueto statico, ulteriori indagini hanno dimostrato che non si trattava di segnali provenienti dallo spazio. Inveve, erano coerenti con fluttuazioni casuali nei rivelatori o rumore proveniente dall'ambiente. Il falso allarme più significativo, identificato da due dei programmi, non ha raggiunto un livello di certezza tale da permettere agli scienziati di rivendicare una scoperta. Nel mondo dell'astronomia delle onde gravitazionali, un singolo evento non è sufficiente; il segnale deve essere abbastanza forte da escludere la possibilità che sia una coincidenza, e questi candidati non hanno raggiunto tale soglia.
Sebbene non abbiano trovato gli oggetti che stavano cercando, la ricerca è stata tutt'altro che un fallimento. Non trovando nulla, il team è stato in grado di stabilire limiti rigorosi su quanto comuni possano essere questi oggetti. Hanno calcolato che, se i buchi neri di massa sub-solare esistono, devono essere incredibilmente rari. Nello specifico, hanno determinato che il tasso di tali fusioni nell'universo non può superare i tremila eventi per miliardo di anni luce cubi all'anno, a seconda dell'esatta massa coinvolta. Questa mancanza di rilevamento permette loro di porre vincoli stretti a due principali teorie sulla materia oscura.
La prima teoria riguarda i buchi neri primordiali, ipotetici buchi neri che si sono formati dalle densi ammassi dell'universo primordiale piuttosto che dalla morte delle stelle. Se questi oggetti costituissero una parte significativa della materia oscura, i rivelatori li avrebbero già dovuti sentire collidere. I nuovi dati suggeriscono che i buchi neri primordiali possono rappresentare non più di una piccola frazione della materia oscura nell'universo, specificamente meno del 3 percento per oggetti con una massa simile al Sole, e ancora meno per quelli più leggeri. La seconda teoria riguarda la "materia oscura dissipativa", un modello in cui le particelle di materia oscura interagiscono tra loro in modi complessi, in modo simile a come il gas si raffredda e collassa per formare le stelle. In questo scenario, la materia oscura potrebbe formare la propria versione di buchi neri. I risultati della ricerca indicano che, se tali buchi neri oscuri esistono e costituiscono tutta la materia oscura, devono essere più pesanti di una certa massa minima, escludendo di fatto le versioni più leggere di questa teoria.
Lo studio ha esteso la sua portata anche alle stelle di neutroni, i nuclei ultra-densi di stelle morte. Mentre le stelle di neutroni standard sono solitamente più pesanti del Sole, alcune teorie suggeriscono che, in condizioni specifiche, potrebbero esistere versioni più leggere. I ricercatori hanno simulato come i loro rivelatori avrebbero risposto a queste stelle di neutroni più leggere e hanno scoperto che la loro ricerca era abbastanza sensibile da rilevarle se fossero state comuni. Hanno concluso che anche il tasso di fusioni che coinvolgono queste stelle di neutroni leggere è molto basso, ponendo un limite superiore di circa 250 eventi per miliardo di anni luce cubi all'anno. Questo lavoro non solo stringe la rete attorno alle teorie esotiche sulla materia oscura, ma dimostra anche la crescente potenza della rete globale di rivelatori. Man mano che gli strumenti diventano più sensibili e le fasi di osservazione continuano, la finestra sull'universo di massa sub-solare diventerà sempre più chiara, avvicinando gli scienziati alla scoperta di questi oggetti elusivi o alla chiusura definitiva della porta sulla loro esistenza.
Sintesi Tecnica: Ricerca di Coalescenze di Binari Compatti con Componenti di Massa Sub-solare nei Dati della Seconda Parte della Quarta Corsa di Osservazione di LIGO–Virgo–KAGRA
Problema e Motivazione
I rivelatori di onde gravitazionali (GW) sono principalmente sensibili alle fusioni di oggetti compatti di massa stellare (buchi neri e stelle di neutroni con masse ≥1M⊙). Tuttavia, la rilevazione di coalescenze di binari compatti (CBC) che coinvolgono componenti di massa sub-solare (SSM) (masse <1M⊙) fornirebbe prove di canali di formazione esotici oltre l'evoluzione stellare standard. Due motivazioni primarie guidano questa ricerca:
- Buchi Neri Primordiali (PBH): I PBH sono un candidato per la materia oscura. Sebbene possano coprire un ampio spettro di masse, la rilevazione di un buco nero di massa sub-solare distinguerebbe conclusivamente i PBH dai buchi neri stellari, poiché nessun canale astrofisico noto produce buchi neri stellari al di sotto del limite di Chandrasekhar.
- Materia Oscura Dissipativa: Modelli che coinvolgono la materia oscura con interazioni particellari complesse (materia oscura dissipativa) prevedono la formazione di "buchi neri oscuri" (DBH) in aloni densi. I tassi di fusione di questi oggetti sono inversamente proporzionali alla loro massa, il che implica che i DBH di massa sub-solare potrebbero avere alti tassi di fusione, offrendo una sonda della microfisica della materia oscura.
Inoltre, le ricerche SSM sono sensibili ai sistemi di binari di stelle di neutroni (BNS) contenenti stelle di neutroni a bassa massa, che possono formarsi attraverso specifici meccanismi astrofisici (ad esempio, l'asportazione di massa in sistemi binari o la formazione in dischi ricchi di neutroni).
Metodologia
L'analisi utilizza i dati della seconda parte della quarta corsa di osservazione (O4b) della collaborazione LIGO–Virgo–KAGRA (LVK), che spazia dal 10 aprile 2024 al 28 gennaio 2025. Questo periodo include l'operazione coesistente dei due rivelatori LIGO e del rivelatore Virgo.
- Pipeline di Ricerca: Tre pipeline indipendenti di filtraggio adattato (matched-filtering)—GstLAL, MBTA e PyCBC—hanno analizzato i dati di deformazione (strain).
- Spazio dei Parametri: La ricerca ha preso di mira le CBC con una massa secondaria (m2) compresa tra 0.2M⊙ e 1M⊙, e una massa primaria (m1) tra 0.2M⊙ e 10M⊙. Il rapporto di massa q=m2/m1 è stato ristretto nell'intervallo 0.1≤q≤1.
- Template Banks: Le banche di template sono state costruite per coprire l'intervallo di massa specificato con magnitudo di spin χ≤0.9 per masse ≥0.5M⊙ e χ≤0.1 per masse ≤0.5M⊙. I modelli di waveform includevano IMRPhenomD, SEOBNRv4ROM, TaylorF2 e SpinTaylorT4, con cutoff di bassa frequenza tipicamente impostati a 45 Hz (o 35 Hz per il filtraggio MBTA) per gestire i costi computazionali.
- Stima della Sensibilità: La sensibilità è stata quantificata tramite l'ipervolume sensibile (⟨VT⟩) utilizzando una campagna di iniezione. Circa 3.7×107 segnali simulati (BBH e BNS) sono stati aggiunti ai dati di O4b. L'analisi ha combinato i risultati di O4a e O4b utilizzando un modello di miscela per derivare stime di sensibilità robuste per l'intero periodo di osservazione.
- Significatività dei Candidati: I candidati sono stati classificati per tasso di falso allarme (FAR). La significatività è stata valutata rispetto alla distribuzione del rumore di fondo, considerando i fattori di prova (trials factors) per la significatività cumulativa attraverso più pipeline e corse di osservazione.
Risultati Chiave
- Stato della Rilevazione: Non sono stati identificati candidati GW significativi. Sono stati riportati due candidati outlier dalle pipeline GstLAL (S240422ed) e MBTA (S241229bq). Tuttavia, analisi di follow-up hanno indicato che questi erano coerenti con fluttuazioni del rumore. S240422ed era stato precedentemente identificato nelle ricerche a bassa latenza ma ha perso significatività nella ricerca offline SSM; S241229bq mostrava un FAR di 0.0043 yr−1 (circa 2.8σ) in MBTA, ma era coerente con il rumore in altre pipeline e non ha superato le soglie di significatività tenendo conto dei fattori di prova.
- Limiti al Tasso di Fusione: Sulla base della mancata rilevazione, sono stati stabiliti limiti superiori sul tasso di fusione (R9) per i BBH di massa sub-solare al livello di confidenza del 90%.
- Per i BBH SSM a basso spin, i limiti più restrittivi variano tra 50 e 5000 Gpc−3yr−1, a seconda della combinazione di massa dei componenti.
- Per i sistemi BNS SSM (assumendo un semplice modello di popolazione fissa), il limite superiore è 249 Gpc−3yr−1.
- Vincoli sulla Materia Oscura:
- Buchi Neri Primordiali: Assumendo una distribuzione di massa monocromatica, la frazione di materia oscura nei PBH (fPBH) è vincolata a ≤(0.018–0.032) a 1M⊙ e ≤(0.10–0.18) a 0.35M⊙ per binari formati precocemente. Per i binari formati tardivamente, fPBH<1 è escluso per masse sopra (0.62–0.74)M⊙.
- Materia Oscura Dissipativa: Per i modelli di materia oscura atomica, la frazione di materia oscura nei DBH (fDBH) è vincolata a quanto più basso sia (1.0–1.1)×10−5 per masse minime intorno a (0.65–0.85)M⊙. Se i DBH costituiscono tutta la materia oscura (fDBH=1), le masse minime sopra (4.2–4.4)×10−2M⊙ sono escluse.
Significatività e Rivendicazioni
Il documento presenta i risultati più completi ad oggi della ricerca SSM di LVK, aggiornando i vincoli precedenti dalla corsa O4a. La significatività primaria risiede nei vincoli aggiornati e resi più stringenti sull'abbondanza di oggetti compatti di massa sub-solare, il che limita direttamente la viabilità di specifici scenari di materia oscura (PBH e DBH dissipativi) nel regime di massa sub-solare.
Gli autori sottolineano che l'assenza di rilevazioni fornisce limiti superiori piuttosto che prove di esistenza. I vincoli sulla frazione di PBH sono complementari a quelli derivati dalla non osservazione di un fondo stocastico di onde gravitazionali. Per la materia oscura dissipativa, i risultati sondano la microfisica dei modelli di materia oscura escludendo intervalli specifici di masse minime dei DBH e frazioni della densità di materia oscura.
Il documento evidenzia anche le prime stime di sensibilità per i sistemi BNS SSM includendo gli effetti di marea nelle waveform di iniezione, dimostrando che, sebbene la sensibilità sia leggermente ridotta rispetto alle ricerche BBH a causa del mismatch dei template, la ricerca rimane efficace per sondare le popolazioni di stelle di neutroni a bassa massa. Gli autori osservano che le future corse di osservazione (O4c e oltre), con una maggiore sensibilità e tempo di osservazione, dovrebbero migliorare ulteriormente questi vincoli o potenzialmente rilevare un segnale.
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Scelto da ricercatori di Stanford, Cambridge e dell'Accademia francese delle scienze.
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