Observation of Gravitational Waves from the Coalescence of a 2.5-4.5 M⊙ Compact Object and a Neutron Star
A colaboração LIGO-Virgo-KAGRA relatou a detecção de ondas gravitacionais provenientes da fusão de uma estrela de nêutrons e um objeto compacto com uma massa entre 2,5 e 4,5 massas solares, fornecendo evidências para a existência de objetos no limite inferior do hiato de massa e sugerindo que tais fusões de estrela de nêutrons-buraco negro constituem uma parte significativa da taxa total de fusões.
Autores originais: The LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, the KAGRA Collaboration, A. G. Abac, R. Abbott, I. Abouelfettouh, F. Acernese, K. Ackley, S. Adhicary, N. Adhikari, R. X. Adhikari, V. K. Adkins, D. Agarwal, M. Agathos, M. Aghaei Abchouyeh, O. D. Aguiar, I. Aguilar, L. Aiello, A. Ain, P. Ajith, S. Akçay, T. Akutsu, S. Albanesi, R. A. Alfaidi, A. Al-Jodah, C. Alléné, A. Allocca, S. Al-Shammari, P. A. Altin, S. Alvarez-Lopez, A. Amato, L. Amez-Droz, A. Amorosi, C. Amra, A. Ananyeva, S. B. Anderson, W. G. Anderson, M. Andia, M. Ando, T. Andrade, N. Andres, M. Andrés-Carcasona, T. Andrić, J. Anglin, S. Ansoldi, J. M. Antelis, S. Antier, M. Aoumi, E. Z. Appavuravther, S. Appert, S. K. Apple, K. Arai, A. Araya, M. C. Araya, J. S. Areeda, L. Argianas, N. Aritomi, F. Armato, N. Arnaud, M. Arogeti, S. M. Aronson, K. G. Arun, G. Ashton, Y. Aso, M. Assiduo, S. Assis de Souza Melo, S. M. Aston, P. Astone, F. Attadio, F. Aubin, K. AultONeal, G. Avallone, D. Azrad, S. Babak, F. Badaracco, C. Badger, S. Bae, S. Bagnasco, E. Bagui, J. G. Baier, L. Baiotti, R. Bajpai, T. Baka, M. Ball, G. Ballardin, S. W. Ballmer, S. Banagiri, B. Banerjee, D. Bankar, P. Baral, J. C. Barayoga, B. C. Barish, D. Barker, P. Barneo, F. Barone, B. Barr, L. Barsotti, M. Barsuglia, D. Barta, A. M. Bartoletti, M. A. Barton, I. Bartos, S. Basak, A. Basalaev, R. Bassiri, A. Basti, D. E. Bates, M. Bawaj, P. Baxi, J. C. Bayley, A. C. Baylor, P. A. Baynard, M. Bazzan, V. M. Bedakihale, F. Beirnaert, M. Bejger, D. Belardinelli, A. S. Bell, V. Benedetto, W. Benoit, I. Bentara, J. D. Bentley, M. Ben Yaala, S. Bera, M. Berbel, F. Bergamin, B. K. Berger, S. Bernuzzi, M. Beroiz, C. P. L. Berry, D. Bersanetti, A. Bertolini, J. Betzwieser, D. Beveridge, N. Bevins, R. Bhandare, U. Bhardwaj, R. Bhatt, D. Bhattacharjee, S. Bhaumik, S. Bhowmick, A. Bianchi, I. A. Bilenko, G. Billingsley, A. Binetti, S. Bini, O. Birnholtz, S. Biscoveanu, A. Bisht, M. Bitossi, M. -A. Bizouard, J. K. Blackburn, L. A. Blagg, C. D. Blair, D. G. Blair, F. Bobba, N. Bode, G. Boileau, M. Boldrini, G. N. Bolingbroke, A. Bolliand, L. D. Bonavena, R. Bondarescu, F. Bondu, E. Bonilla, M. S. Bonilla, A. Bonino, R. Bonnand, P. Booker, A. Borchers, V. Boschi, S. Bose, V. Bossilkov, V. Boudart, A. Boudon, A. Bozzi, C. Bradaschia, P. R. Brady, M. Braglia, A. Branch, M. Branchesi, J. Brandt, I. Braun, M. Breschi, T. Briant, A. Brillet, M. Brinkmann, P. Brockill, E. Brockmueller, A. F. Brooks, B. C. Brown, D. D. Brown, M. L. Brozzetti, S. Brunett, G. Bruno, R. Bruntz, J. Bryant, F. Bucci, J. Buchanan, O. Bulashenko, T. Bulik, H. J. Bulten, A. Buonanno, K. Burtnyk, R. Buscicchio, D. Buskulic, C. Buy, R. L. Byer, G. S. Cabourn Davies, G. Cabras, R. Cabrita, V. Cáceres-Barbosa, L. Cadonati, G. Cagnoli, C. Cahillane, J. Calderón Bustillo, T. A. Callister, E. Calloni, J. B. Camp, M. Canepa, G. Caneva Santoro, K. C. Cannon, H. Cao, L. A. Capistran, E. Capocasa, E. Capote, G. Carapella, F. Carbognani, M. Carlassara, J. B. Carlin, M. Carpinelli, G. Carrillo, J. J. Carter, G. Carullo, J. Casanueva Diaz, C. Casentini, S. Y. Castro-Lucas, S. Caudill, M. CavagliÃ, R. Cavalieri, G. Cella, P. Cerdá-Durán, E. Cesarini, W. Chaibi, P. Chakraborty, S. Chalathadka Subrahmanya, J. C. L. Chan, M. Chan, K. Chandra, R. -J. Chang, S. Chao, P. Char, E. L. Charlton, P. Charlton, E. Chassande-Mottin, C. Chatterjee, Debarati Chatterjee, Deep Chatterjee, D. Chattopadhyay, M. Chaturvedi, S. Chaty, K. Chatziioannou, A. Chen, A. H. -Y. Chen, D. Chen, H. Chen, H. Y. Chen, J. Chen, K. H. Chen, Y. Chen, Yanbei Chen, Yitian Chen, H. P. Cheng, P. Chessa, H. T. Cheung, S. Y. Cheung, F. Chiadini, G. Chiarini, R. Chierici, A. Chincarini, M. L. Chiofalo, A. Chiummo, C. Chou, S. Choudhary, N. Christensen, S. S. Y. Chua, P. Chugh, G. Ciani, P. Ciecielag, M. Cieślar, M. Cifaldi, R. Ciolfi, F. Clara, J. A. Clark, J. Clarke, T. A. Clarke, P. Clearwater, S. Clesse, E. Coccia, E. Codazzo, P. -F. Cohadon, S. Colace, M. Colleoni, C. G. Collette, J. Collins, S. Colloms, A. Colombo, M. Colpi, C. M. Compton, G. Connolly, L. Conti, T. R. Corbitt, I. Cordero-Carrión, S. Corezzi, N. J. Cornish, A. Corsi, S. Cortese, C. A. Costa, R. Cottingham, M. W. Coughlin, A. Couineaux, J. -P. Coulon, S. T. Countryman, J. -F. Coupechoux, P. Couvares, D. M. Coward, M. J. Cowart, R. Coyne, K. Craig, R. Creed, J. D. E. Creighton, T. D. Creighton, P. Cremonese, A. W. Criswell, J. C. G. Crockett-Gray, S. Crook, R. Crouch, J. Csizmazia, J. R. Cudell, T. J. Cullen, A. Cumming, E. Cuoco, M. Cusinato, P. Dabadie, T. Dal Canton, S. Dall'Osso, S. Dal Pra, G. Dálya, B. D'Angelo, S. Danilishin, S. D'Antonio, K. Danzmann, K. E. Darroch, L. P. Dartez, A. Dasgupta, S. Datta, V. Dattilo, A. Daumas, N. Davari, I. Dave, A. Davenport, M. Davier, T. F. Davies, D. Davis, L. Davis, M. C. Davis, P. J. Davis, M. Dax, J. De Bolle, M. Deenadayalan, J. Degallaix, M. De Laurentis, S. Deléglise, F. De Lillo, D. Dell'Aquila, W. Del Pozzo, F. De Marco, F. De Matteis, V. D'Emilio, N. Demos, T. Dent, A. Depasse, N. DePergola, R. De Pietri, R. De Rosa, C. De Rossi, R. DeSalvo, R. De Simone, A. Dhani, R. Diab, M. C. Díaz, M. Di Cesare, G. Dideron, N. A. Didio, T. Dietrich, L. Di Fiore, C. Di Fronzo, M. Di Giovanni, T. Di Girolamo, D. Diksha, A. Di Michele, J. Ding, S. Di Pace, I. Di Palma, F. Di Renzo, Divyajyoti, A. Dmitriev, Z. Doctor, E. Dohmen, P. P. Doleva, D. Dominguez, L. D'Onofrio, F. Donovan, K. L. Dooley, T. Dooney, S. Doravari, O. Dorosh, M. Drago, J. C. Driggers, J. -G. Ducoin, L. Dunn, U. Dupletsa, D. D'Urso, H. Duval, P. -A. Duverne, S. E. Dwyer, C. Eassa, M. Ebersold, T. Eckhardt, G. Eddolls, B. Edelman, T. B. Edo, O. Edy, A. Effler, J. Eichholz, H. Einsle, M. Eisenmann, R. A. Eisenstein, A. Ejlli, R. M. Eleveld, M. Emma, K. Endo, A. J. Engl, E. Enloe, L. Errico, R. C. Essick, H. Estellés, D. Estevez, T. Etzel, M. Evans, T. Evstafyeva, B. E. Ewing, J. M. Ezquiaga, F. Fabrizi, F. Faedi, V. Fafone, S. Fairhurst, A. M. Farah, B. Farr, W. M. Farr, G. Favaro, M. Favata, M. Fays, M. Fazio, J. Feicht, M. M. Fejer, R. Felicetti, E. Fenyvesi, D. L. Ferguson, S. Ferraiuolo, I. Ferrante, T. A. Ferreira, F. Fidecaro, P. Figura, A. Fiori, I. Fiori, M. Fishbach, R. P. Fisher, R. Fittipaldi, V. Fiumara, R. Flaminio, S. M. Fleischer, L. S. Fleming, E. Floden, E. M. Foley, H. Fong, J. A. Font, B. Fornal, P. W. F. Forsyth, K. Franceschetti, N. Franchini, S. Frasca, F. Frasconi, A. Frattale Mascioli, Z. Frei, A. Freise, O. Freitas, R. Frey, W. Frischhertz, P. Fritschel, V. V. Frolov, G. G. Fronzé, M. Fuentes-Garcia, S. Fujii, T. Fujimori, P. Fulda, M. Fyffe, B. Gadre, J. R. Gair, S. Galaudage, V. Galdi, H. Gallagher, S. Gallardo, B. Gallego, R. Gamba, A. Gamboa, D. Ganapathy, A. Ganguly, B. Garaventa, J. García-Bellido, C. García Núñez, C. García-Quirós, J. W. Gardner, K. A. Gardner, J. Gargiulo, A. Garron, F. Garufi, C. Gasbarra, B. Gateley, V. Gayathri, G. Gemme, A. Gennai, V. Gennari, J. George, R. George, O. Gerberding, L. Gergely, S. Ghonge, Archisman Ghosh, Sayantan Ghosh, Shaon Ghosh, Shrobana Ghosh, Suprovo Ghosh, Tathagata Ghosh, L. Giacoppo, J. A. Giaime, K. D. Giardina, D. R. Gibson, D. T. Gibson, C. Gier, P. Giri, F. Gissi, S. Gkaitatzis, J. Glanzer, F. Glotin, J. Godfrey, P. Godwin, N. L. Goebbels, E. Goetz, J. Golomb, S. Gomez Lopez, B. Goncharov, Y. Gong, G. González, P. Goodarzi, S. Goode, A. W. Goodwin-Jones, M. Gosselin, A. S. Göttel, R. Gouaty, D. W. Gould, K. Govorkova, S. Goyal, B. Grace, A. Grado, V. Graham, A. E. Granados, M. Granata, V. Granata, S. Gras, P. Grassia, A. Gray, C. Gray, R. Gray, G. Greco, A. C. Green, S. M. Green, S. R. Green, A. M. Gretarsson, E. M. Gretarsson, D. Griffith, W. L. Griffiths, H. L. Griggs, G. Grignani, A. Grimaldi, C. Grimaud, H. Grote, D. Guerra, D. Guetta, G. M. Guidi, A. R. Guimaraes, H. K. Gulati, F. Gulminelli, A. M. Gunny, H. Guo, W. Guo, Y. Guo, Anchal Gupta, Anuradha Gupta, Ish Gupta, N. C. Gupta, P. Gupta, S. K. Gupta, T. Gupta, N. Gupte, J. Gurs, N. Gutierrez, F. Guzman, H. -Y. H, D. Haba, M. Haberland, S. Haino, E. D. Hall, E. Z. Hamilton, G. Hammond, W. -B. Han, M. Haney, J. Hanks, C. Hanna, M. D. Hannam, O. A. Hannuksela, A. G. Hanselman, H. Hansen, J. Hanson, R. Harada, A. R. Hardison, K. Haris, T. Harmark, J. Harms, G. M. Harry, I. W. Harry, J. Hart, B. Haskell, C. -J. Haster, J. S. Hathaway, K. Haughian, H. Hayakawa, K. Hayama, R. Hayes, A. Heffernan, A. Heidmann, M. C. Heintze, J. Heinze, J. Heinzel, H. Heitmann, F. Hellman, P. Hello, A. F. Helmling-Cornell, G. Hemming, O. Henderson-Sapir, M. Hendry, I. S. Heng, E. Hennes, C. Henshaw, T. Hertog, M. Heurs, A. L. Hewitt, J. Heyns, S. Higginbotham, S. Hild, S. Hill, Y. Himemoto, N. Hirata, C. Hirose, S. Hoang, S. Hochheim, D. Hofman, N. A. Holland, K. Holley-Bockelmann, Z. J. Holmes, D. E. Holz, L. Honet, C. Hong, J. Hornung, S. Hoshino, J. Hough, S. Hourihane, E. J. Howell, C. G. Hoy, C. A. Hrishikesh, H. -F. Hsieh, C. Hsiung, H. C. Hsu, W. -F. Hsu, P. Hu, Q. Hu, H. Y. Huang, Y. -J. Huang, A. D. Huddart, B. Hughey, D. C. Y. Hui, V. Hui, S. Husa, R. Huxford, T. Huynh-Dinh, L. Iampieri, G. A. Iandolo, M. Ianni, A. Iess, H. Imafuku, K. Inayoshi, Y. Inoue, G. Iorio, M. H. Iqbal, J. Irwin, R. Ishikawa, M. Isi, M. A. Ismail, Y. Itoh, H. Iwanaga, M. Iwaya, B. R. Iyer, V. JaberianHamedan, C. Jacquet, P. -E. Jacquet, S. J. Jadhav, S. P. Jadhav, T. Jain, A. L. James, P. A. James, R. Jamshidi, J. Janquart, K. Janssens, N. N. Janthalur, S. Jaraba, P. Jaranowski, R. Jaume, W. Javed, A. Jennings, W. Jia, J. Jiang, J. Kubisz, C. Johanson, G. R. Johns, N. A. Johnson, N. K. Johnson-McDaniel, M. C. Johnston, R. Johnston, N. Johny, D. H. Jones, D. I. Jones, R. Jones, S. Jose, P. Joshi, L. Ju, K. Jung, J. Junker, V. Juste, T. Kajita, I. Kaku, C. Kalaghatgi, V. Kalogera, M. Kamiizumi, N. Kanda, S. Kandhasamy, G. Kang, J. B. Kanner, S. J. Kapadia, D. P. Kapasi, S. Karat, C. Karathanasis, R. Kashyap, M. Kasprzack, W. Kastaun, T. Kato, E. Katsavounidis, W. Katzman, R. Kaushik, K. Kawabe, R. Kawamoto, A. Kazemi, A. Kedia, D. Keitel, J. Kelley-Derzon, J. Kennington, R. Kesharwani, J. S. Key, R. Khadela, S. Khadka, F. Y. Khalili, F. Khan, I. Khan, T. Khanam, M. Khursheed, N. M. Khusid, W. Kiendrebeogo, N. Kijbunchoo, C. Kim, J. C. Kim, K. Kim, M. H. Kim, S. Kim, Y. -M. Kim, C. Kimball, M. Kinley-Hanlon, M. Kinnear, J. S. Kissel, S. Klimenko, A. M. Knee, N. Knust, K. Kobayashi, P. Koch, S. M. Koehlenbeck, G. Koekoek, K. Kohri, K. Kokeyama, S. Koley, P. Kolitsidou, M. Kolstein, K. Komori, A. K. H. Kong, A. Kontos, M. Korobko, R. V. Kossak, X. Kou, A. Koushik, N. Kouvatsos, M. Kovalam, D. B. Kozak, S. L. Kranzhoff, V. Kringel, N. V. Krishnendu, A. Królak, K. Kruska, G. Kuehn, P. Kuijer, S. Kulkarni, A. Kulur Ramamohan, A. Kumar, Praveen Kumar, Prayush Kumar, Rahul Kumar, Rakesh Kumar, J. Kume, K. Kuns, N. Kuntimaddi, S. Kuroyanagi, N. J. Kurth, S. Kuwahara, K. Kwak, K. Kwan, J. Kwok, G. Lacaille, P. Lagabbe, D. Laghi, S. Lai, A. H. Laity, M. H. Lakkis, E. Lalande, M. Lalleman, P. C. Lalremruati, M. Landry, P. Landry, B. B. Lane, R. N. Lang, J. Lange, B. Lantz, A. La Rana, I. La Rosa, A. Lartaux-Vollard, P. D. Lasky, J. Lawrence, M. N. Lawrence, M. Laxen, A. Lazzarini, C. Lazzaro, P. Leaci, Y. K. Lecoeuche, H. M. Lee, H. W. Lee, K. Lee, R. -K. Lee, R. Lee, S. Lee, Y. Lee, I. N. Legred, J. Lehmann, L. Lehner, M. Le Jean, A. Lemaître, M. Lenti, M. Leonardi, M. Lequime, N. Leroy, M. Lesovsky, N. Letendre, M. Lethuillier, S. E. Levin, Y. Levin, K. Leyde, A. K. Y. Li, K. L. Li, T. G. F. Li, X. Li, Z. Li, A. Lihos, C-Y. Lin, C. -Y. Lin, E. T. Lin, F. Lin, H. Lin, L. C. -C. Lin, Y. -C. Lin, F. Linde, S. D. Linker, T. B. Littenberg, A. Liu, G. C. Liu, Jian Liu, F. Llamas Villarreal, J. Llobera-Querol, R. K. L. Lo, J. -P. Locquet, L. T. London, A. Longo, D. Lopez, M. Lopez Portilla, M. Lorenzini, A. Lorenzo-Medina, V. Loriette, M. Lormand, G. Losurdo, T. P. Lott, J. D. Lough, H. A. Loughlin, C. O. Lousto, M. J. Lowry, N. Lu, H. Lück, D. Lumaca, A. P. Lundgren, A. W. Lussier, L. -T. Ma, S. Ma, M. Ma'arif, R. Macas, A. Macedo, M. MacInnis, R. R. Maciy, D. M. Macleod, I. A. O. MacMillan, A. Macquet, D. Macri, K. Maeda, S. Maenaut, I. Magaña Hernandez, S. S. Magare, C. Magazzù, R. M. Magee, E. Maggio, R. Maggiore, M. Magnozzi, M. Mahesh, S. Mahesh, M. Maini, S. Majhi, E. Majorana, C. N. Makarem, E. Makelele, J. A. Malaquias-Reis, U. Mali, S. Maliakal, A. Malik, N. Man, V. Mandic, V. Mangano, B. Mannix, G. L. Mansell, G. Mansingh, M. Manske, M. Mantovani, M. Mapelli, F. Marchesoni, D. Marín Pina, F. Marion, S. Márka, Z. Márka, A. S. Markosyan, A. Markowitz, E. Maros, S. Marsat, F. Martelli, I. W. Martin, R. M. Martin, B. B. Martinez, M. Martinez, V. Martinez, A. Martini, K. Martinovic, J. C. Martins, D. V. Martynov, E. J. Marx, L. Massaro, A. Masserot, M. Masso-Reid, M. Mastrodicasa, S. Mastrogiovanni, T. Matcovich, M. Matiushechkina, M. Matsuyama, N. Mavalvala, N. Maxwell, G. McCarrol, R. McCarthy, D. E. McClelland, S. McCormick, L. McCuller, S. McEachin, C. McElhenny, G. I. McGhee, J. McGinn, K. B. M. McGowan, J. McIver, A. McLeod, T. McRae, D. Meacher, Q. Meijer, A. Melatos, S. Mellaerts, A. Menendez-Vazquez, C. S. Menoni, F. Mera, R. A. Mercer, L. Mereni, K. Merfeld, E. L. Merilh, J. R. Mérou, J. D. Merritt, M. Merzougui, C. Messenger, C. Messick, M. Meyer-Conde, F. Meylahn, A. Mhaske, A. Miani, H. Miao, I. Michaloliakos, C. Michel, Y. Michimura, H. Middleton, A. L. Miller, S. Miller, M. Millhouse, E. Milotti, V. Milotti, Y. Minenkov, N. Mio, Ll. M. Mir, L. Mirasola, M. Miravet-Tenés, C. -A. Miritescu, A. K. Mishra, A. Mishra, C. Mishra, T. Mishra, A. L. Mitchell, J. G. Mitchell, S. Mitra, V. P. Mitrofanov, R. Mittleman, O. Miyakawa, S. Miyamoto, S. Miyoki, G. Mo, L. Mobilia, S. R. P. Mohapatra, S. R. Mohite, M. Molina-Ruiz, C. Mondal, M. Mondin, M. Montani, C. J. Moore, D. Moraru, A. More, S. More, G. Moreno, C. Morgan, S. Morisaki, Y. Moriwaki, G. Morras, A. Moscatello, P. Mourier, B. Mours, C. M. Mow-Lowry, F. Muciaccia, Arunava Mukherjee, D. Mukherjee, Samanwaya Mukherjee, Soma Mukherjee, Subroto Mukherjee, Suvodip Mukherjee, N. Mukund, A. Mullavey, J. Munch, J. Mundi, C. L. Mungioli, W. R. Munn Oberg, Y. Murakami, M. Murakoshi, P. G. Murray, S. Muusse, D. Nabari, S. L. Nadji, A. Nagar, N. Nagarajan, K. N. Nagler, K. Nakagaki, K. Nakamura, H. Nakano, M. Nakano, D. Nandi, V. Napolano, P. Narayan, I. Nardecchia, T. Narikawa, H. Narola, L. Naticchioni, R. K. Nayak, J. Neilson, A. Nelson, T. J. N. Nelson, M. Nery, A. Neunzert, S. Ng, L. Nguyen Quynh, S. A. Nichols, A. B. Nielsen, G. Nieradka, A. Niko, Y. Nishino, A. Nishizawa, S. Nissanke, E. Nitoglia, W. Niu, F. Nocera, M. Norman, C. North, J. Novak, J. F. Nuño Siles, L. K. Nuttall, K. Obayashi, J. Oberling, J. O'Dell, M. Oertel, A. Offermans, G. Oganesyan, J. J. Oh, K. Oh, T. O'Hanlon, M. Ohashi, M. Ohkawa, F. Ohme, A. S. Oliveira, R. Oliveri, B. O'Neal, K. Oohara, B. O'Reilly, N. D. Ormsby, M. Orselli, R. O'Shaughnessy, S. O'Shea, Y. Oshima, S. Oshino, S. Ossokine, C. Osthelder, I. Ota, D. J. Ottaway, A. Ouzriat, H. Overmier, B. J. Owen, A. E. Pace, R. Pagano, M. A. Page, A. Pai, A. Pal, S. Pal, M. A. Palaia, M. Pálfi, P. P. Palma, C. Palomba, P. Palud, H. Pan, J. Pan, K. C. Pan, R. Panai, P. K. Panda, S. Pandey, L. Panebianco, P. T. H. Pang, F. Pannarale, K. A. Pannone, B. C. Pant, F. H. Panther, F. Paoletti, A. Paolone, E. E. Papalexakis, L. Papalini, G. Papigkiotis, A. Paquis, A. Parisi, B. -J. Park, J. Park, W. Parker, G. Pascale, D. Pascucci, A. Pasqualetti, R. Passaquieti, L. Passenger, D. Passuello, O. Patane, D. Pathak, M. Pathak, A. Patra, B. Patricelli, A. S. Patron, K. Paul, S. Paul, E. Payne, T. Pearce, M. Pedraza, R. Pegna, A. Pele, F. E. Peña Arellano, S. Penn, M. D. Penuliar, A. Perego, Z. Pereira, J. J. Perez, C. Périgois, G. Perna, A. Perreca, J. Perret, S. Perriès, J. W. Perry, D. Pesios, S. Petracca, C. Petrillo, H. P. Pfeiffer, H. Pham, K. A. Pham, K. S. Phukon, H. Phurailatpam, M. Piarulli, L. Piccari, O. J. Piccinni, M. Pichot, M. Piendibene, F. Piergiovanni, L. Pierini, G. Pierra, V. Pierro, M. Pietrzak, M. Pillas, F. Pilo, L. Pinard, I. M. Pinto, M. Pinto, B. J. Piotrzkowski, M. Pirello, M. D. Pitkin, A. Placidi, E. Placidi, M. L. Planas, W. Plastino, R. Poggiani, E. Polini, L. Pompili, J. Poon, E. Porcelli, E. K. Porter, C. Posnansky, R. Poulton, J. Powell, M. Pracchia, B. K. Pradhan, T. Pradier, A. K. Prajapati, K. Prasai, R. Prasanna, P. Prasia, G. Pratten, G. Principe, M. Principe, G. A. Prodi, L. Prokhorov, P. Prosposito, A. Puecher, J. Pullin, M. Punturo, P. Puppo, M. Pürrer, H. Qi, J. Qin, G. Quéméner, V. Quetschke, C. Quigley, P. J. Quinonez, F. J. Raab, S. S. Raabith, G. Raaijmakers, S. Raja, C. Rajan, B. Rajbhandari, K. E. Ramirez, F. A. Ramis Vidal, A. Ramos-Buades, D. Rana, S. Ranjan, K. Ransom, P. Rapagnani, B. Ratto, S. Rawat, A. Ray, V. Raymond, M. Razzano, J. Read, M. Recaman Payo, T. Regimbau, L. Rei, S. Reid, D. H. Reitze, P. Relton, A. I. Renzini, P. Rettegno, B. Revenu, R. Reyes, A. S. Rezaei, F. Ricci, M. Ricci, A. Ricciardone, J. W. Richardson, M. Richardson, A. Rijal, K. Riles, H. K. Riley, S. Rinaldi, J. Rittmeyer, C. Robertson, F. Robinet, M. Robinson, A. Rocchi, L. Rolland, J. G. Rollins, A. E. Romano, R. Romano, A. Romero, I. M. Romero-Shaw, J. H. Romie, S. Ronchini, T. J. Roocke, L. Rosa, T. J. Rosauer, C. A. Rose, D. Rosińska, M. P. Ross, M. Rossello, S. Rowan, S. K. Roy, S. Roy, D. Rozza, P. Ruggi, N. Ruhama, E. Ruiz Morales, K. Ruiz-Rocha, S. Sachdev, T. Sadecki, J. Sadiq, P. Saffarieh, M. R. Sah, S. S. Saha, S. Saha, T. Sainrat, S. Sajith Menon, K. Sakai, M. Sakellariadou, S. Sakon, O. S. Salafia, F. Salces-Carcoba, L. Salconi, M. Saleem, F. Salemi, M. Sallé, S. Salvador, A. Sanchez, E. J. Sanchez, J. H. Sanchez, L. E. Sanchez, N. Sanchis-Gual, J. R. Sanders, E. M. Sänger, F. Santoliquido, T. R. Saravanan, N. Sarin, S. Sasaoka, A. Sasli, P. Sassi, B. Sassolas, H. Satari, B. S. Sathyaprakash, R. Sato, Y. Sato, O. Sauter, R. L. Savage, T. Sawada, H. L. Sawant, S. Sayah, V. Scacco, D. Schaetzl, M. Scheel, A. Schiebelbein, M. G. Schiworski, P. Schmidt, S. Schmidt, R. Schnabel, M. Schneewind, R. M. S. Schofield, K. Schouteden, B. W. Schulte, B. F. Schutz, E. Schwartz, M. Scialpi, J. Scott, S. M. Scott, T. C. Seetharamu, M. Seglar-Arroyo, Y. Sekiguchi, D. Sellers, A. S. Sengupta, D. Sentenac, E. G. Seo, J. W. Seo, V. Sequino, M. Serra, G. Servignat, A. Sevrin, T. Shaffer, U. S. Shah, M. A. Shaikh, L. Shao, A. K. Sharma, P. Sharma, S. Sharma-Chaudhary, M. R. Shaw, P. Shawhan, N. S. Shcheblanov, E. Sheridan, Y. Shikano, M. Shikauchi, K. Shimode, H. Shinkai, J. Shiota, D. H. Shoemaker, D. M. Shoemaker, R. W. Short, S. ShyamSundar, A. Sider, H. Siegel, M. Sieniawska, D. Sigg, L. Silenzi, M. Simmonds, L. P. Singer, A. Singh, D. Singh, M. K. Singh, S. Singh, A. Singha, A. M. Sintes, V. Sipala, V. Skliris, B. J. J. Slagmolen, T. J. Slaven-Blair, J. Smetana, J. R. Smith, L. Smith, R. J. E. Smith, W. J. Smith, J. Soldateschi, K. Somiya, I. Song, K. Soni, S. Soni, V. Sordini, F. Sorrentino, N. Sorrentino, H. Sotani, R. Soulard, A. Southgate, V. Spagnuolo, A. P. Spencer, M. Spera, P. Spinicelli, J. B. Spoon, C. A. Sprague, A. K. Srivastava, F. Stachurski, D. A. Steer, J. Steinlechner, S. Steinlechner, N. Stergioulas, P. Stevens, S. Stevenson, M. StPierre, G. Stratta, M. D. Strong, A. Strunk, R. Sturani, A. L. Stuver, M. Suchenek, S. Sudhagar, N. Sueltmann, L. Suleiman, K. D. Sullivan, L. Sun, S. Sunil, J. Suresh, P. J. Sutton, T. Suzuki, Y. Suzuki, B. L. Swinkels, A. Syx, M. J. Szczepańczyk, P. Szewczyk, M. Tacca, H. Tagoshi, S. C. Tait, H. Takahashi, R. Takahashi, A. Takamori, T. Takase, K. Takatani, H. Takeda, K. Takeshita, C. Talbot, M. Tamaki, N. Tamanini, D. Tanabe, K. Tanaka, S. J. Tanaka, T. Tanaka, D. Tang, S. Tanioka, D. B. Tanner, L. Tao, R. D. Tapia, E. N. Tapia San Martín, R. Tarafder, C. Taranto, A. Taruya, J. D. Tasson, M. Teloi, R. Tenorio, H. Themann, A. Theodoropoulos, M. P. Thirugnanasambandam, L. M. Thomas, M. Thomas, P. Thomas, J. E. Thompson, S. R. Thondapu, K. A. Thorne, E. Thrane, J. Tissino, A. Tiwari, P. Tiwari, S. Tiwari, V. Tiwari, M. R. Todd, A. M. Toivonen, K. Toland, A. E. Tolley, T. Tomaru, K. Tomita, T. Tomura, H. Tong, C. Tong-Yu, A. Toriyama, N. Toropov, A. Torres-Forné, C. I. Torrie, M. Toscani, I. Tosta e Melo, E. Tournefier, A. Trapananti, F. Travasso, G. Traylor, M. Trevor, M. C. Tringali, A. Tripathee, G. Troian, L. Troiano, A. Trovato, L. Trozzo, R. J. Trudeau, T. T. L. Tsang, S. Tsuchida, L. Tsukada, T. Tsutsui, K. Turbang, M. Turconi, C. Turski, H. Ubach, N. Uchikata, T. Uchiyama, R. P. Udall, T. Uehara, M. Uematsu, K. Ueno, S. Ueno, V. Undheim, T. Ushiba, M. Vacatello, H. Vahlbruch, N. Vaidya, G. Vajente, A. Vajpeyi, G. Valdes, J. Valencia, M. Valentini, S. A. Vallejo-Peña, S. Vallero, V. Valsan, N. van Bakel, M. van Beuzekom, M. van Dael, J. F. J. van den Brand, C. Van Den Broeck, D. C. Vander-Hyde, M. van der Sluys, A. Van de Walle, J. van Dongen, K. Vandra, H. van Haevermaet, J. V. van Heijningen, P. Van Hove, M. VanKeuren, J. Vanosky, M. H. P. M. van Putten, Z. van Ranst, N. van Remortel, M. Vardaro, A. F. Vargas, J. J. Varghese, V. Varma, A. Vecchio, G. Vedovato, J. Veitch, P. J. Veitch, S. Venikoudis, J. Venneberg, P. Verdier, D. Verkindt, B. Verma, P. Verma, Y. Verma, S. M. Vermeulen, F. Vetrano, A. Veutro, A. M. Vibhute, A. Viceré, S. Vidyant, A. D. Viets, A. Vijaykumar, A. Vilkha, V. Villa-Ortega, E. T. Vincent, J. -Y. Vinet, S. Viret, A. Virtuoso, S. Vitale, A. Vives, H. Vocca, D. Voigt, E. R. G. von Reis, J. S. A. von Wrangel, S. P. Vyatchanin, L. E. Wade, M. Wade, K. J. Wagner, A. Wajid, M. Walker, G. S. Wallace, L. Wallace, H. Wang, J. Z. Wang, W. H. Wang, Z. Wang, G. Waratkar, J. Warner, M. Was, T. Washimi, N. Y. Washington, D. Watarai, K. E. Wayt, B. R. Weaver, B. Weaver, C. R. Weaving, S. A. Webster, M. Weinert, A. J. Weinstein, R. Weiss, F. Wellmann, L. Wen, P. Weßels, K. Wette, J. T. Whelan, B. F. Whiting, C. Whittle, J. B. Wildberger, O. S. Wilk, D. Wilken, A. T. Wilkin, D. J. Willadsen, K. Willetts, D. Williams, M. J. Williams, N. S. Williams, J. L. Willis, B. Willke, M. Wils, J. Winterflood, C. C. Wipf, G. Woan, J. Woehler, J. K. Wofford, N. E. Wolfe, H. T. Wong, H. W. Y. Wong, I. C. F. Wong, J. L. Wright, M. Wright, C. Wu, D. S. Wu, H. Wu, E. Wuchner, D. M. Wysocki, V. A. Xu, Y. Xu, N. Yadav, H. Yamamoto, K. Yamamoto, T. S. Yamamoto, T. Yamamoto, S. Yamamura, R. Yamazaki, S. Yan, T. Yan, F. W. Yang, F. Yang, K. Z. Yang, Y. Yang, Z. Yarbrough, H. Yasui, S. -W. Yeh, A. B. Yelikar, X. Yin, J. Yokoyama, T. Yokozawa, J. Yoo, H. Yu, S. Yuan, H. Yuzurihara, A. Zadrożny, M. Zanolin, M. Zeeshan, T. Zelenova, J. -P. Zendri, M. Zeoli, M. Zerrad, M. Zevin, A. C. Zhang, L. Zhang, R. Zhang, T. Zhang, Y. Zhang, C. Zhao, Yue Zhao, Yuhang Zhao, Y. Zheng, H. Zhong, R. Zhou, X. -J. Zhu, Z. -H. Zhu, A. B. Zimmerman, M. E. Zucker, J. Zweizig
Artigo original sob licença CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/). ✨ Esta é uma explicação gerada por IA do artigo abaixo. Não foi escrita nem endossada pelos autores. Para precisão técnica, consulte o artigo original. Ler aviso legal completo
Durante décadas, os astrônomos mapearam a vida das estrelas, observando-as brilhar intensamente e, eventualmente, colapsar sob o próprio peso. Quando uma estrela massiva morre, ela deixa para trás um núcleo denso. Se esse núcleo for pesado o suficiente, torna-se um buraco negro, um objeto tão denso que nem mesmo a luz consegue escapar. Se for mais leve, torna-se uma estrela de nêutrons, uma esfera de matéria do tamanho de uma cidade, tão comprimida que uma única colher de chá pesaria bilhões de toneladas. Por muito tempo, os cientistas acreditaram que havia uma divisão clara entre essas duas famílias. Eles pensavam que as estrelas de nêutrons atingiam um certo limite de peso, e que os buracos negros começavam em um peso mais elevado, deixando um intervalo entre eles onde nenhum objeto desse tipo poderia existir. Esse hiato, abrangendo aproximadamente três a cinco vezes a massa do nosso Sol, era um mistério que definia como entendíamos a morte das estrelas.
Em 2023, uma equipe de cientistas usando uma rede global de detectores de ondas gravitacionais começou a ouvir o universo de uma nova maneira. Esses detectores, instrumentos gigantes construídos para sentir ondulações no espaço-tempo causadas por eventos cósmicos violentos, finalmente captaram um sinal que desafiou as regras antigas. O sinal, chamado GW230529, veio de uma colisão entre dois objetos compactos. Um era uma estrela de nêutrons e o outro era um objeto misterioso com uma massa que caía exatamente no meio desse intervalo proibido. Essa descoberta sugere que o hiato entre as estrelas de nêutrons mais pesadas e os buracos negros mais leves pode não estar vazio, mas sim conter objetos que estiveram escondidos à vista de todos, embora a região possa ainda ser menos povoada do que as áreas circundantes do espectro de massa.
O evento foi detectado em 29 de maio de 2023, pelo observatório LIGO Livingston, na Louisiana. Naquele momento, os outros detectores da rede estavam offline ou não eram sensíveis o suficiente para captar o sinal, o que significa que a descoberta repousou sobre os ombros de um único instrumento. Apesar dessa limitação, o sinal era claro e forte, aparecendo como um "chirp" distinto nos dados, que aumentava em frequência e intensidade conforme os dois objetos espiralavam um em direção ao outro. Três programas de computador diferentes, projetados para filtrar o ruído do universo em busca desses padrões específicos, identificaram o mesmo evento com alta confiança. Os dados mostraram que os dois objetos estavam presos em uma dança apertada, aproximando-se cada vez mais até se fundirem em um único objeto mais massivo.
Quando os pesquisadores analisaram os dados para determinar a massa dos objetos envolvidos, descobriram um objeto primário pesando entre 2,5 e 4,5 vezes a massa do nosso Sol. O segundo objeto era mais leve, pesando entre 1,2 e 2,0 massas solares. O objeto mais leve se ajusta perfeitamente ao que sabemos sobre estrelas de nêutrons. O objeto mais pesado, porém, é o enigma. Ele é pesado demais para ser uma estrela de nêutrons típica, mas leve demais para ser um buraco negro típico. Embora os cientistas não possam dizer com absoluta certeza o que é o objeto mais pesado, a explicação mais provável é que seja um buraco negro formado no intervalo de massa inferior. Isso o tornaria o buraco negro mais leve já observado em um sistema binário em fusão.
A descoberta é significativa porque altera nossa compreensão de como esses objetos se formam. Se o objeto mais pesado for de fato um buraco negro, isso sugere que o processo de colapso de uma estrela pode, às vezes, produzir objetos nessa faixa de peso intermediária, em vez de saltar diretamente para as massas mais pesadas que costumamos ver. Os pesquisadores também analisaram o spin dos objetos, que nos diz o quão rápido eles estavam rotacionando. Eles descobriram que os spins não estavam perfeitamente alinhados com a órbita, um detalhe que ajuda a refinar os modelos de como esses sistemas binários se originam. Embora os dados não descartem a possibilidade de o objeto mais pesado ser uma estrela de nêutrons incomumente massiva, o equilíbrio de evidências aponta para um buraco negro.
Este evento também tem implicações para o que acontece quando esses objetos colidem. Quando uma estrela de nêutrons encontra um buraco negro, o buraco negro pode, às vezes, despedaçar a estrela de nêutrons antes de engoli-la, criando um flash de luz e outras radiações que telescópios podem observar. Como os dois objetos nesta colisão tinham massas mais semelhantes entre si do que em observações anteriores, as chances de tal ruptura de maré eram maiores. Isso significa que colisões deste tipo no futuro podem ter maior probabilidade de produzir luz visível, oferecendo aos astrônomos a chance de estudar esses eventos tanto com detectores de ondas gravitacionais quanto com telescópios tradicionais.
A equipe calculou que colisões como esta ocorrem com frequência suficiente para serem um evento comum no universo, ocorrendo aproximadamente 55 vezes por bilhão de anos-luz cúbico a cada ano. Essa taxa sugere que o intervalo de massa inferior não é uma anomalia rara, mas uma parte padrão da população cósmica. A descoberta de GW230529 não apenas adiciona um novo ponto de dado a um gráfico; ela urge uma mudança de paradigma em suposições específicas de modelos relativos à formação desses objetos. Ela confirma que o universo é mais variado do que se pensava anteriormente, com objetos existindo nos espaços entre nossas categorias estabelecidas. À medida que os detectores continuam a ouvir, é provável que encontrem mais desses objetos intermediários, preenchendo as lacunas de nosso mapa cósmico e revelando a verdadeira diversidade de como as estrelas morrem.
Resumo Técnico: Observação de Ondas Gravitacionais da Coalescência de um Objeto Compacto de 2,5–4,5 M⊙ e uma Estrela de Nêutrons (GW230529)
Problema e Contexto
O artigo aborda a incerteza em torno da distribuição de massa de objetos compactos, especificamente a existência de um "gap de massa inferior" (lower mass gap) entre as estrelas de nêutrons (NS) mais massivas e os buracos negros (BH) menos massivos. Medições dinâmicas anteriores de massas de binárias de raios-X galácticas sugeriram uma escassez de objetos compactos entre ∼3 e 5M⊙. Embora as observações de ondas gravitacionais (GW) tenham começado a sondar essa região (ex: GW190814), as estatísticas populacionais permanecem esparsas. Os autores relatam a detecção de um novo sinal de coalescência de binária compacta (CBC), GW230529, observado durante a quarta corrida de observação (O4) da rede LIGO–Virgo–KAGRA (LVK), para restringir adicionalmente a distribuição de massa e a natureza dos objetos dentro deste gap.
Metodologia
- Detecção: O sinal foi detectado em 29 de maio de 2023, às 18:15:00 UTC. Devido ao status offline do LIGO Hanford, Virgo e à sensibilidade limitada do KAGRA na época, a análise baseou-se exclusivamente nos dados do observatório LIGO Livingston. O sinal foi identificado independentemente por três pipelines de busca de filtro casado: GstLAL, MBTA e PyCBC.
- Estimativa de Parâmetros: As propriedades da fonte foram inferidas via inferência Bayesiana utilizando as bibliotecas Bilby e Parallel Bilby. A análise utilizou um segmento de dados de 128 segundos contendo o sinal. Para mitigar erros sistemáticos de modelagem de forma de onda, particularmente para potenciais sistemas estrela de nêutrons–buraco negro (NSBH), os autores combinaram amostras posteriores de dois modelos de forma de onda distintos: o modelo fenomenológico no domínio da frequência IMRPhenomXPHM e o modelo de corpo único efetivo no domínio do tempo SEOBNRv5PHM. Estes modelos incluíram momentos multipolares de ordem superior e precessão orbital induzida pelo spin, mas inicialmente excluíram efeitos de deformabilidade tidal para a análise primária.
- Análise de População: Os autores empregaram inferência Bayesiana hierárquica para atualizar as estimativas de taxa de fusão e modelos de população. Utilizaram três modelos de população: o modelo "NSBH-pop" (específico para NSBH paramétrico), o modelo "Power law + Dip + Break" (projetado para detectar gaps de massa) e um modelo não paramétrico "Binned Gaussian Process".
- Classificação da Natureza: Para determinar a natureza dos componentes, os autores marginalizaram sobre as incertezas de massa, spin, redshift e a equação de estado (EOS) da matéria supranuclear. Eles calcularam a probabilidade posterior de que a massa e o spin de cada componente fossem consistentes com os limites máximos suportados pela EOS.
Resultados Principais
- Propriedades da Fonte: A binária consiste em dois componentes com massas m1=3,6−1,2+0,8M⊙ e m2=1,4−0,2+0,6M⊙ (intervalos de credibilidade de 90%). A razão de massa é q=0,39−0,12+0,41. A massa primária é menor que 5M⊙ com 99% de credibilidade.
- Spin: O spin de inspiral efetivo foi medido como χeff=−0,10−0,17+0,12, consistente com um sistema onde um componente de spin está antialinhado com o momento angular orbital ou com spins desprezíveis. Nenhuma evidência de precessão foi encontrada.
- Natureza dos Componentes:
- O componente secundário é consistente com uma estrela de nêutrons (P(m2 eˊ NS)≈96% sob priors de alto spin).
- O componente primário reside no gap de massa inferior (3–5M⊙). Sob os priors de alto spin padrão, a probabilidade de o primário ser uma estrela de nêutrons é baixa (∼2,9%), favorecendo uma interpretação de buraco negro. No entanto, ao incorporar o prior de população "Power law + Dip + Break", a probabilidade de o primário ser uma estrela de nêutrons aumenta para ∼8,8% (e até ∼27% se as restrições de spin forem relaxadas).
- As restrições de deformabilidade tidal foram inconclusivas; os dados não favoreceram nem descartaram fortemente efeitos de deformabilidade, o que é consistente com a razão sinal-ruído moderada.
- Taxas de Fusão: A inclusão de GW230529 atualiza a estimativa da taxa de fusão NSBH. Usando uma abordagem baseada em eventos, a taxa para sistemas do tipo GW230529 é estimada em 55−47+127 Gpc−3 yr−1. A taxa de NSBH baseada em população é atualizada para 94−64+109 Gpc−3 yr−1.
- Implicações Multimensageiras: Devido à razão de massa relativamente simétrica em comparação com detecções NSBH anteriores, o GW230529 possui uma probabilidade maior de ruptura tidal. Os autores estimam a probabilidade de ruptura tidal em 0,1 (sob priors de alto spin), implicando uma maior probabilidade de contrapartidas eletromagnéticas (EM) para sistemas similares. A fração de fusões NSBH esperadas que sejam brilhantes em EM aumenta de ≤0,06 para ≤0,18 com a inclusão deste evento.
Significância e Alegações
O artigo afirma que o GW230529 fornece evidências adicionais para a existência de objetos compactos dentro do suposto gap de massa inferior (3–5M⊙). Embora os autores não possam determinar definitivamente a natureza do componente primário apenas a partir dos dados de GW, a interpretação mais provável é a coalescência de uma estrela de nêutrons com um buraco negro cuja massa está entre as estrelas de nêutrons mais pesadas conhecidas e os buracos negros mais leves conhecidos.
As principais implicações destacadas pelos autores incluem:
- Ocupação do Gap de Massa: A detecção reforça que a faixa de 3–5M⊙ não está vazia, embora possa ser menos populada do que as regiões circundantes.
- NSBHs Simétricos: O GW230529 é a fusão NSBH de massa mais simétrica observada até o momento. Esta simetria aumenta a taxa esperada de fusões NSBH que sofrem ruptura tidal e produzem contrapartidas EM, potencialmente alterando a taxa prevista de eventos NSBH brilhantes em EM.
- Canais de Formação: A baixa massa do primário desafia modelos padrão de supernova de colapso de núcleo, sugerindo formação via fallback ou colapso induzido por acreção, ou potencialmente como um remanescente de fusão de duas estrelas de nêutrons (embora esta última seja considerada menos provável devido às restrições de taxa).
- Restrições Populacionais: O evento serve como um ponto de dado crítico para refinar modelos de população de binárias compactas, particularmente em relação à distribuição da razão de massa e à forma do espectro de massa próximo ao gap de massa inferior.
Os autores concluem que, independentemente de o primário ser um buraco negro ou uma estrela de nêutrons, o GW230529 representa uma adição inovadora à população de CBC e ressalta a importância da exploração contínua do espaço de parâmetros de CBC durante a O4 e além.
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Confiado por pesquisadores de Stanford, Cambridge e da Academia Francesa de Ciências.
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