Astronomia

O que realmente determina a incerteza angular da fonte de uma onda gravitacional detectada?

O que realmente determina a incerteza angular da fonte de uma onda gravitacional detectada?


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Essa resposta e comentários me fizeram pensar. A astrometria 101 nos diz que, embora possamos usar $ lambda / D $ como um estimador de resolução, se pudermos assumir uma fonte pontual podemos determinar o centróide ou posição com uma precisão muito maior.

Por exemplo, os alvos de design de GAIA para precisão foram de cerca de 7, 20 e 200 microssegundos de arco para magnitudes visuais de 10, 15 e 20, respectivamente, enquanto $ lambda / D $ dá 70.000 x 200.000 microssegundos de arco para seu espelho retangular.

As limitações são ambas instrumental além de apenas a abertura ou linha de base, e conectado à natureza do sinal, e que determinar a direção de uma fonte de onda gravitacional é muito diferente de determinar a direção da luz de uma estrela.

Pergunta: Então, para ondas gravitacionais, o que realmente determina a incerteza angular da direção da fonte? Acabou sendo limitado pela linha de base (por exemplo, $ lambda / D $) ou limitado por instrumento, ou limitado pela natureza muito curta e chilreada do sinal? Ou é outra coisa, talvez na modelagem e reconstrução do próprio evento?

Dos observatórios de ondas gravitacionais de ligo.caltech.edu em todo o mundo, apenas para fins de segundo plano:


Astronomia Quântica: Informações no Universo

Esta é uma pequena adição à série de quatro partes sobre Astronomia Quântica previamente escrita para SPACE.com. Aqui, adicionamos alguns detalhes resultantes do processo de submissão de um artigo à literatura científica. Se você quiser ler o artigo técnico, intitula-se? Considerações sobre incerteza quântica para interferometria de lente gravitacional? por Doyle e Carico, e pode ser baixado no site :? http://www.bentham.org/open/toaaj/openaccess2.htm.

Tendo escrito cerca de quatro dezenas de artigos agora para SPACE.com e posso dizer que nenhum me deu tanto feedback quanto a série sobre astronomia quântica? Acho que as pessoas intuem que a física quântica ainda está redefinindo como pensamos a ciência e o que pensamos ser a natureza fundamental da realidade e, portanto, gostam de participar desta incrível aventura moderna.

Para resumir rapidamente a série anterior sobre a astronomia quântica, no primeiro artigo vimos o experimento de dupla fenda e como ele parece indicar que uma única partícula de luz (um fóton) viaja por duas fendas (aberturas) para fazer uma interferência padrão, aparentemente estando em dois lugares ao mesmo tempo, e ainda assim ser detectado como uma pequena partícula quando se registra em uma tela de detector. No segundo artigo, examinamos o princípio da incerteza, que exige que certos pares de grandezas mensuráveis ​​(posição e momento, por exemplo) não possam ser medidos simultaneamente com precisão. Tempo e energia são outro desses conjuntos de? Pares complementares? de modo que, se medirmos a energia de uma partícula realmente bem, não se poderá dizer com muita precisão em que momento a partícula teve essa energia. Esse princípio de incerteza pode ser manipulado - pode-se dizer que se pode trocar um tipo de informação por outro, desde que a ignorância seja conservada.

No terceiro artigo, observamos que as ondas associadas a partículas na física quântica são ondas de probabilidade (não ondas como as ondas do mar, embora compartilhem muitas características). Portanto, o que se pode saber ou não sobre, por exemplo, qual caminho um fóton percorreu até um detector, realmente determina o que se detectará - por exemplo, se um padrão de interferência é detectado ou não. Se não for possível saber qual caminho um fóton percorreu até um detector, pode-se obter interferência, mas não de outra forma. E, finalmente, no quarto artigo, discutimos a realização de um experimento de dupla fenda em escala cósmica, proposto pela primeira vez por John Wheeler da Universidade de Princeton, onde a decisão sobre qual caminho um fóton toma em torno de uma lente gravitacional (uma galáxia alinhada para que possa dobrar luz de um quasar mais distante) pode ser decidida muito depois de - até bilhões de anos depois - o fóton supostamente já ter deixado a fonte e viajado por um caminho ou outro. Isso foi chamado de? Escolha retardada em escala cósmica? experimentar.

Para revisar este experimento, John Wheeler (um colega de Einstein) propôs que a luz de um quasar a cerca de 7 bilhões de anos-luz de distância é dividida por uma lente gravitacional e, portanto, temos a luz viajando até nós por dois caminhos? A (o mais curto caminho) e B (o caminho mais longo, que encontra mais da galáxia de lente gravitacional e cujo caminho é? dobrado? em nossa direção). Se um cabo de fibra óptica (seriam necessários trilhões de quilômetros de comprimento) pudesse ser usado para tornar a distância ao longo do caminho mais curto A igual à distância ao longo do caminho B, então seria possível obter um padrão de interferência em vez de apenas uma imagem de A sobreposta uma imagem de B no detector. Mas, curiosamente, na taxa de detecção de um fóton por vez, isso significaria que alguém poderia decidir fazer o fóton viajar em ambos os caminhos no último momento, em vez de apenas no caminho A (ou B)? decidindo isso 7 bilhões de anos depois que o fóton supostamente deixou o quasar! Portanto, esse experimento realmente significou uma escolha retardada, a ponto de John Wheeler poder falar sobre seu experimento hipotético em termos de alteração da? História ?. Mas isso só poderia ser pensado na época (tais experimentos apenas de pensamento foram apelidados?Gedanken? experimentos de Albert Einstein).

Alterando este experimento de um Gedanken experimento para um experimento executável ,? meu colega Dr. David Carico e eu propusemos que alguém poderia realmente utilizar o próprio princípio da incerteza para substituir o cabo de fibra óptica de trilhões de milhas de comprimento. Essa noção foi baseada na ideia de que, uma vez que a cognibilidade ou incognoscibilidade é a consideração importante (ao invés das distâncias reais envolvidas) ,? propusemos não tanto tornar iguais os dois caminhos que um fóton percorreu, mas apenas tornar qualquer diferença no comprimento dos dois caminhos incomensurável (ou seja, incognoscível). Propusemos que, conhecendo muito bem a energia do fóton (usando um filtro de rádio de banda estreita, por exemplo), o tempo que o fóton realmente tinha essa energia seria incognoscível (já que o tempo é o par complementar de energia). Então, se a incognoscibilidade no tempo é incomensuravelmente maior do que o tempo de atraso entre os caminhos de luz da própria lente gravitacional, então os dois caminhos são, essencialmente,? Incomensuravelmente iguais ,? e não se pode dizer qual caminho o fóton tomou. Se persistirmos em pensar classicamente, pode-se dizer que o fóton tomou ambos os caminhos. Para colocá-lo em física-ese, nós usamos o princípio da incerteza como uma borracha quântica? apaga a natureza quântica de um fóton, tornando-o novamente uma onda de probabilidade, que pode? existir? (se pode-se dizer que a onda de probabilidade existe) ao longo de ambos os caminhos possíveis novamente.

No entanto, tivemos que passar por uma arbitragem poderosa para publicar este artigo. Uma das maiores dúvidas sobre o funcionamento desse experimento estava relacionada ao uso em objetos estendidos no céu. Foi uma ajuda que se pudesse medir uma fonte pontual? Viajando? ao longo de dois caminhos então, mas e se a fonte for uma galáxia estendida inteira? Bem, mesmo as galáxias podem ser consideradas como sendo compostas por muitos? Pontos? fontes, então argumentamos que a técnica ainda se aplicaria, desde que não se pudesse dizer qual era a extensão da galáxia real (tamanho angular no céu). Fizemos isso introduzindo o que é chamado de? Interferômetro Mach-Zehnder? (MZI) que ,? ao contrário de uma configuração de fenda dupla, não consegue dizer a extensão angular de uma fonte de fótons porque ela não produz um padrão de interferência? indica apenas se a interferência está ocorrendo ou não. (Para aqueles familiarizados com o MZI, a própria lente gravitacional é o primeiro divisor de feixe no sistema e tem um índice de refração eficaz, então pode alterar a fase da luz. Para aqueles que não estão familiarizados com o MZI, obrigado por aguardar até aqui!)?

Também conversamos com muitos físicos sobre essa ideia e todos foram encorajadores. Freeman Dyson, do Instituto de Estudos Avançados de Princeton, nos disse: "Acho que você está bem". Andre Linde, da Universidade de Stanford, disse:? Essas coisas são complicadas.? Daniel Greenberger, do City College of New York, disse :? Acho que vale a pena tentar.? E John Wheeler (em uma reunião científica por ocasião de seu 90º aniversário) disse :? Isso é muito interessante. Eu espero que você tenha sucesso.? É claro que os revisores reais do nosso artigo eram mais detalhados e o processo se arrastou por alguns anos. Os cientistas geralmente são muito amigáveis ​​e ficam felizes em discutir novas ideias, mas quando algo está entrando na literatura científica referenciada, essa é uma história completamente diferente.

Um árbitro escreveu:? A validade da alegação de que a interferência seria observada entre fontes estendidas se observada através de um filtro de banda suficientemente estreita é absolutamente crítica?. Se estiver certo, as implicações seriam extremamente profundas e se estenderiam muito além dos limites estreitos de medir atrasos de tempo em sistemas com lentes, pois isso prejudicaria completamente a compreensão convencional de como a interferometria funciona. Tenho que confessar que, ao ler isso, pensei? Gole.? Mas também percebi que - exceto tudo o que nós e os árbitros e editores negligenciamos - por outro lado, se esse experimento não funcionasse, seria uma mudança mais radical para a física do que se funcionasse. Isso porque implicaria que o próprio princípio da incerteza quântica não se aplicava em algumas circunstâncias - não se estendia, por exemplo, por distâncias macroscópicas. Então, com esse argumento, nosso artigo foi finalmente aceito.

O grande físico quântico, Richard Feynman, certa vez disse (para parafrasear): Se você acha que entende a física quântica, então não entende o suficiente para entender que não entende! E o próprio Einstein escreveu certa vez:? Já pensei cem vezes mais sobre os problemas quânticos do que sobre a teoria da relatividade geral.? Podemos nos relacionar. E você também é muito bem-vindo para se juntar às? Cem vezes? De Einstein? clube. Você também pode começar a pensar no universo, não tanto em termos de objetos materiais, mas sim em termos de informação. E quando a medição quântica começa a deixar o laboratório e se estender por todo o espaço, acho que teremos muitas surpresas. E muito divertido também.


Interferometria de precisão para detecção de ondas gravitacionais: status atual e tendências futuras

Abstrato

Os detectores de ondas gravitacionais contam com interferometria de altíssima precisão para detectar tensões dinâmicas decorrentes de flutuações no espaço-tempo de eventos astrofísicos cataclísmicos. Os deslocamentos resultantes ocorrem no subatômetro e em níveis menores. Para atingir esse nível sem precedentes de precisão de medição, interferômetros de escala de quilômetros foram desenvolvidos e aprimorados nos últimos 20 anos. Os interferômetros de ondas gravitacionais usam uma ampla gama de tecnologias: os lasers de alta potência mais estáveis ​​do mundo, os espelhos de figura mais precisa, sistemas de isolamento de vibração ultrassilenciosos e sistemas de feedback hierárquico sofisticados. Este artigo explora a física, a engenharia e as técnicas ópticas subjacentes aos interferômetros de ondas gravitacionais e tenta dar ao leitor uma noção da amplitude da ciência e da tecnologia necessária para fazer os interferômetros funcionarem nesses níveis incomparáveis.


O que realmente determina a incerteza angular da fonte de uma onda gravitacional detectada? - Astronomia

COVID-19 impactou muitas instituições e organizações em todo o mundo, interrompendo o progresso da pesquisa. Através deste período difícil, o APS e o Revisão Física O escritório editorial está totalmente equipado e trabalhando ativamente para apoiar os pesquisadores ao continuar a realizar todas as funções editoriais e de revisão por pares e publicar pesquisas nas revistas, bem como minimizar a interrupção do acesso às revistas.

Agradecemos seu esforço e compromisso contínuos em ajudar o avanço da ciência e nos permitir publicar os melhores periódicos de física do mundo. E esperamos que você e seus entes queridos estejam seguros e saudáveis.

Muitos pesquisadores agora trabalham longe de suas instituições e, portanto, podem ter problemas para acessar os periódicos Physical Review. Para resolver isso, temos melhorado o acesso por meio de vários mecanismos diferentes. Consulte Acesso fora do campus para Revisão Física para mais instruções.


Os alertas de neutrinos de maior energia

Após a descoberta de neutrinos astrofísicos de alta energia em 2013, o IceCube aprendeu a identificar neutrinos astrofísicos e medir suas direções em segundos.

Existem atualmente duas análises diferentes em tempo real que reconstroem os neutrinos de maior energia e enviam alertas imediatos. As informações sobre esses eventos são compartilhadas como um alerta GCN um minuto após a detecção.

Esses alertas são coordenados pela rede GCN / TAN - Gamma-Ray Burst Coordinates Network e Transient Astronomy Network - que foi inicialmente criada para facilitar o acompanhamento de observações de GRBs por detectores espaciais. Atualmente, eles incluem muitos outros instrumentos e também rastreiam transientes não GRB - como a queima de galáxias ativas.

IceCube HESE alertas anunciam a detecção de um único neutrino de alta energia que interage dentro do volume de gelo instrumentado. A incerteza na localização depende da energia do neutrino e do padrão específico da luz Cherenkov no detector. As trilhas de múon, uma assinatura comum para neutrinos de múon, apontam com um erro típico de 1,5 grau. A resolução de apontamento para cascatas, uma assinatura comum para neutrinos de elétron e tau, é de apenas 10 graus, mas está sendo aprimorada. A frequência desses alertas é de três a quatro vezes por ano. O primeiro alerta foi enviado em abril de 2016.

IceCube EHE alertas anunciam a detecção de um único neutrino de energia extremamente alta vindo do hemisfério norte, ou seja, um que atinge o IceCube depois de passar pela Terra, filtrando assim todo o fundo. A incerteza na localização depende principalmente da energia, uma vez que são sempre assinaturas de rastreamento. Os erros típicos de apontamento são inferiores a 0,5 grau. Eles ocorrem quatro a seis vezes por ano. O primeiro alerta foi enviado em julho de 2016.


Informação sobre o autor

Afiliações

LIGO, Instituto de Tecnologia da Califórnia, Pasadena, 91125, Califórnia, EUA

BP Abbott, R. Abbott, RX Adhikari, A. Ananyeva, SB Anderson, S. Appert, K. Arai, MC Araya, JC Barayoga, BC Barish, BK Berger, G. Billingsley, S. Biscans, JK Blackburn, CD Blair , R. Bork, AF Brooks, S. Brunett, C. Cahillane, TA Callister, CB Cepeda, MW Coughlin, P. Couvares, DC Coyne, P. Ehrens, J. Eichholz, T. Etzel, J. Feicht, EM Fries , SE Gossan, KE Gushwa, EK Gustafson, AW Heptonstall, M. Isi, B. Kamai, JB Kanner, V. Kondrashov, WZ Korth, DB Kozak, A. Lazzarini, A. Markowitz, E. Maros, TJ Massinger, F . Matichard, G. McIntyre, J. McIver, S. Meshkov, L. Nevin, M. Pedraza, A. Perreca, EA Quintero, DH Reitze, NA Robertson, JG Rollins, S. Sachdev, EJ Sanchez, LE Sanchez, P . Schmidt, RJE Smith, R. Taylor, CI Torrie, R. Tso, AL Urban, G. Vajente, S. Vass, G. Venugopalan, AR Wade, L. Wallace, AJ Weinstein, SE Whitcomb, RD Williams, JL Willis , CC Wipf, S. Xiao, H. Yamamoto, L. Zhang, M. E. Zucker e J. Zweizig

Louisiana State University, Baton Rouge, 70803, Louisiana, EUA

T. D. Abbott, C. Austin, C. C. Buchanan, T. R. Corbitt, J. Cripe, T. J. Cullen, J. A. Giaime, G. González, T. Hardwick, W. W. Johnson, M. Kasprzack & amp G. Valdes

Università di Salerno, Fisciano, I-84084, Salerno, Itália

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INFN, Sezione di Napoli, Complesso Universitario di Monte S.Angelo, Napoli, I-80126, Itália

F. Acernese, F. Barone, E. Calloni, M. De Laurentis, R. De Rosa, L. Di Fiore, T. Di Girolamo, F. Garufi, A. Grado, L. Milano & amp R. Romano

Universidade da Flórida, Gainesville, 32611, Flórida, EUA

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OzGrav, Escola de Física e Astronomia, Monash University, Clayton, 3800, Victoria, Austrália

K. Ackley, S. Biscoveanu, B. Goncharov, P. D. Lasky, Y. Levin, L. McNeill, L. Sammut, R. J. E. Smith, C. Talbot, E. Thrane, C. Whittle & amp X. J. Zhu

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Laboratoire d’Annecy-le-Vieux de Physique des Particules (LAPP), Université Savoie Mont Blanc, CNRS / IN2P3, Annecy, F-74941, França

T. Adams, R. Bonnand, D. Buskulic, M. Ducrot, D. Estevez, V. Germain, R. Gouaty, N. Letendre, F. Marion, A. Masserot, B. Mours, L. Rolland, D. Verkindt, M. Was e M. Yvert

Universidade de Sannio em Benevento, I-82100 Benevento, Itália e INFN, Sezione di Napoli, Napoli, I-80100, Itália

P. Addesso, E. Mejuto-Villa, V. Pierro, I. M. Pinto e amp M. Principe

Instituto Max Planck de Física Gravitacional (Instituto Albert Einstein), Hannover, D-30167, Alemanha

VB Adya, C. Affeldt, B. Allen, G. Ashton, C. Aulbert, C. Beer, G. Bergmann, O. Birnholtz, O. Bock, N. Bode, M. Brinkmann, M. Cabero, CD Capano, SL Danilishin, K. Danzmann, T. Denker, T. Dent, O. de Varona, S. Doravari, M. Drago, C. Dreissigacker, H.-B. Eggenstein, H. Fehrmann, H. Grote, MM Hanke, M. Heurs, YM Hu, N. Indik, J. Junker, KS Karvinen, S. Khan, R. Kirchhoff, P. Koch, SM Koehlenbeck, C. Krämer, V. Kringel, B. Krishnan, G. Kuehn, J. Lehmann, JD Lough, H. Lück, AP Lundgren, B. Machenschalk, GD Meadors, M. Mehmet, Arunava Mukherjee, M. Nery, AB Nielsen, A. Nitz , A. Noack, F. Ohme, P. Oppermann, MA Papa, A. Post, M. Prijatelj, O. Puncken, S. Rieger, A. Rüdiger, F. Salemi, J. Schmidt, E. Schreiber, D. Schuette, BW Schulte, BF Schutz, A. Singh, M. Steinke, D. Steinmeyer, T. Theeg, F. Thies, S. Walsh, L.-W. Wei, M. Weinert, P. Weßels, J. Westerweck, T.Westphal, D. Wilken, B. Willke, M. H. Wimmer, W. Winkler, H. Wittel, J. Woehler, D. S. Wu e amp S. J. Zhu

The University of Mississippi, University, Mississippi, 38677, EUA

M. Afrough, M. Cavaglià, C. Cocchieri, K. L. Dooley e amp K. Mogushi

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B. Agarwal, G. Allen, D. George, E. A. Huerta, M. Katolik, A. J. Kemball, C. Markakis, W. Ren, P. M. Ricker, E. Seidel & amp E. K. Wessel

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K. Agatsuma, MKM Bader, A. Bertolini, BA Boom, HJ Bulten, S. Caudill, Archisman Ghosh, S. Ghosh, RJG Jonker, S. Koley, J. Meidam, G. Nelemans, S. Nissanke, M. Tacca , KW Tsang, N. van Bakel, M. van Beuzekom, JFJ van den Brand, C. Van Den Broeck, L. van der Schaaf, JV van Heijningen e R. Walet

LIGO, Massachusetts Institute of Technology, Cambridge, 02139, Massachusetts, EUA

N. Aggarwal, L. Barsotti, S. Biscans, A. Buikema, N. Demos, F. Donovan, RA Eisenstein, RC Essick, M. Evans, A. Fernandez-Galiana, P. Fritschel, S. Gras, ED Hall , E. Katsavounidis, A. Kontos, RK Lanza, R. Lynch, M. MacInnis, DV Martynov, K. Mason, F. Matichard, N. Mavalvala, L. McCuller, J. Miller, R. Mittleman, SRP Mohapatra, DH Shoemaker, M. Tse, S. Vitale, R. Weiss, Hang Yu, Haocun Yu e ME Zucker

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O. D. Aguiar, M. Constancio Jr., C. A. Costa, E. C. Ferreira, M. A. Okada e A. D. Silva

Gran Sasso Science Institute (GSSI), L'Aquila, I-67100, Itália

L. Aiello, M. Branchesi, E. Coccia, M. De Laurentis, V. Fafone, O. Halim, J. Harms, I. Khan, M. Lorenzini, V. Sequino, A. Singhal, S. Tiwari & amp G . Wang

INFN, Laboratori Nazionali del Gran Sasso, Assergi, I-67100, Itália

L. Aiello, M. Branchesi, E. Coccia, O. Halim, J. Harms e M. Lorenzini

Centro Interuniversitário de Astronomia e Astrofísica, Pune, 411007, Índia

A. Ain, S. Bose, S. Dhurandhar, B. U. Gadre, S. G. Gaonkar, S. Mitra, N. Mukund, A. Parida, J. Prasad, T. Souradeep & amp J. Suresh

Centro Internacional de Ciências Teóricas, Tata Institute of Fundamental Research, Bengaluru, 560089, Índia

P. Ajith, Abhirup Ghosh, Archisman Ghosh, B. R. Iyer e amp S. Kumar

University of Wisconsin-Milwaukee, Milwaukee, 53201, Wisconsin, EUA

B. Allen, WG Anderson, PR Brady, P. Brockill, S. Caudill, D. Chatterjee, JDE Creighton, TP Downes, S. Ghosh, C. Horst, SJ Kapadia, S. Kwang, X. Liu, I. Magaña Hernandez, M. Manske, RA Mercer, D. Mukherjee, MA Papa, M. Poe, T. Prestegard, H. Qi, L. Sadeghian, A. Sheperd, X. Siemens, JA Sonnenberg, K. Ueno, AD Viets & amp S. Walsh

Leibniz Universität Hannover, Hannover, D-30167, Alemanha

B. Allen, P. Aufmuth, A. Bisht, S. L. Danilishin, K. Danzmann, M. Heurs, S. Kaufer, H. Lück, D. Schuette, A. Singh, H. Vahlbruch, L.-W. Wei, B. Willke e amp H. Wittel

Università di Pisa, Pisa, I-56127, Itália

A. Allocca, A. Basti, G. Cerretani, W. Del Pozzo, A. Di Lieto, F. Di Renzo, I. Ferrante, F. Fidecaro, JM Gonzalez Castro, R. Passaquieti, R. Poggiani, M. Razzano & amp M. Tonelli

INFN, Sezione di Pisa, Pisa, I-56127, Itália

A. Allocca, A. Basti, M. Bitossi, V. Boschi, C. Bradaschia, G. Cella, G. Cerretani, W. Del Pozzo, A. Di Lieto, F. Di Renzo, I. Ferrante, F. Fidecaro , F. Frasconi, A. Gennai, A. Giazotto, JM Gonzalez Castro, G. Losurdo, A. Moggi, F. Paoletti, R. Passaquieti, D. Passuello, B. Patricelli, R. Poggiani, M. Razzano, M . Tonelli e L. Trozzo

OzGrav, Australian National University, Canberra, 0200, Australian Capital Territory, Austrália

PA Altin, JH Chow, PWF Forsyth, N. Kijbunchoo, GL Mansell, M. Manske, DE McClelland, DJ McManus, T. McRae, TT Nguyen, DS Rabeling, SM Scott, DA Shaddock, BJJ Slagmolen, RL Ward, K. Wette e MJ Yap

Laboratoire des Matériaux Avancés (LMA), CNRS / IN2P3, Villeurbanne, F-69622, França

A. Amato, G. Cagnoli, J. Degallaix, C. De Rossi, V. Dolique, R. Flaminio, M. Granata, D. Hofman, C. Michel, R. Pedurand, L. Pinard & amp B. Sassolas

SUPA, Universidade do Oeste da Escócia, Paisley, PA1 2BE, Reino Unido

S. V. Angelova, J. Devenson, S. Macfoy, G. Rutins e D. J. Vine

LAL, Université Paris-Sud, CNRS / IN2P3, Université Paris-Saclay, Orsay, F-91898, França

S. Antier, N. Arnaud, I. Belahcene, MA Bizouard, V. Brisson, J. Casanueva Diaz, F. Cavalier, D. Cohen, M. Davier, V. Frey, P. Gruning, P. Hello, D. Huet, A. Lartaux-Vollard, N. Leroy e F. Robinet

California State University Fullerton, Fullerton, 92831, Califórnia, EUA

J. S. Areeda, A. Avila-Alvarez, T. J. Cullen, G. Lovelace, J. Read, J. R. Smith e amp M. Walker

Observatório Europeu da Gravitação (EGO), Cascina, I-56021, Itália

N. Arnaud, G. Ballardin, M. Bitossi, V. Boschi, A. Bozzi, F. Carbognani, R. Cavalieri, A. Chiummo, S. Cortese, E. Cuoco, V. Dattilo, C. De Rossi, F . Ferrini, I. Fiori, E. Genin, M. Gosselin, G. Hemming, D. Hoak, M. Mantovani, M. Mohan, F. Nocera, A. Paoli, A. Pasqualetti, G. Pillant, P. Popolizio , P. Ruggi, L. Salconi, D. Sentenac, BL Swinkels, F. Travasso & amp T. Zelenova

Chennai Mathematical Institute, Chennai, 603103, Índia

Università di Roma Tor Vergata, Roma, I-00133, Itália

S. Ascenzi, C. Casentini, V. Fafone, D. Lumaca, I. Nardecchia & amp V. Sequino

INFN, Sezione di Roma Tor Vergata, Roma, I-00133, Itália

S. Ascenzi, C. Casentini, E. Cesarini, S. D’Antonio, V. Fafone, I. Khan, D. Lumaca, Y. Minenkov, I. Nardecchia, A. Rocchi & amp V. Sequino

Universität Hamburg, Hamburg, D-22761, Alemanha

M. Ast, L. Kleybolte, M. Korobko, A. Pal-Singh, A. Sawadsky, R. Schnabel, A. Schönbeck, J. Steinlechner & amp S. Steinlechner

INFN, Sezione di Roma, Roma, I-00185, Itália

P. Astone, A. Colla, S. Di Pace, I. Di Palma, S. Frasca, G. Intini, P. Leaci, E. Majorana, S. Mastrogiovanni, AL Miller, L. Naticchioni, C. Palomba, OJ Piccinni, P. Puppo, P. Rapagnani, F. Ricci e amp A. Singhal

Cardiff University, Cardiff, CF24 3AA, Reino Unido

DV Atallah, I. Dorrington, S. Fairhurst, EJ Fauchon-Jones, M. Fays, S. Gomes, EZ Hamilton, MD Hannam, P. Hopkins, CV Kalaghatgi, C. Kent, LT London, R. Macas, DM Macleod , AW Muir, C. North, LK Nuttall, F. Pannarale, V. Predoi, BS Sathyaprakash, BF Schutz, PJ Sutton, V. Tiwari & amp SA Usman

Embry-Riddle Aeronautical University, Prescott, 86301, Arizona, EUA

K. AultONeal, S. Gaudio, K. Gill, E. M. Gretarsson, B. Hughey, M. Muratore, J. W. W. Pratt, S. G. Schwalbe, K. Staats, M. J. Szczepańczyk & amp M. Zanolin

Instituto Max Planck de Física Gravitacional (Instituto Albert Einstein), Potsdam-Golm, D-14476, Alemanha

S. Babak, A. Bohe, A. Buonanno, V. Dergachev, H.-B. Eggenstein, S. Grunewald, IW Harry, BD Lackey, GD Meadors, J. Ming, S. Ossokine, MA Papa, HP Pfeiffer, S. Privitera, M. Pürrer, V. Raymond, L. Shao, A. Singh, A . Taracchini, S. Walsh e amp SJ Zhu

APC, AstroParticule et Cosmologie, Université Paris Diderot, CNRS / IN2P3, CEA / Irfu, Observatoire de Paris, Sorbonne Paris Cité, F-75205, Paris Cedex 13, França

P. Bacon, M. Barsuglia, Y. Bouffanais, C. Buy, E. Capocasa, E. Chassande-Mottin, D. Fiorucci, E. K. Porter & amp D. Steer

Instituto de Ciência e Tecnologia da Informação da Coreia, Daejeon, 34141, Coreia do Sul

West Virginia University, Morgantown, 26506, West Virginia, EUA

P. T. Baker, B. D. Cheeseboro, Z. B. Etienne, T. D. Knowles, A. Lenon & amp S. T. McWilliams

Università di Perugia, Perugia, I-06123, Itália

F. Baldaccini, L. Gammaitoni & amp H. Vocca

INFN, Sezione di Perugia, Perugia, I-06123, Itália

F. Baldaccini, M. Bawaj, F. Marchesoni, M. Punturo, F. Travasso & amp H. Vocca

Syracuse University, Syracuse, 13244, Nova York, EUA

SW Ballmer, S. Bhagwat, C. Biwer, DA Brown, D. Davis, S. De, H. Fair, D. Finstad, RP Fisher, JE Lord, F. Magaña-Sandoval, L. Magaña Zertuche, EA Muñiz, L. Pekowsky, SD Reyes, JR Sanders, PR Saulson, DC Vander-Hyde e amp T. Vo

Universidade de Minnesota, Minneapolis, 55455, Minnesota, EUA

S. Banagiri, M. Fitz-Axen, V. Mandic, A. Matas, P. M. Meyers e amp R. Ormiston

SUPA, Universidade de Glasgow, Glasgow, G12 8QQ, Reino Unido

SE Barclay, B. Barr, JC Bayley, AS Bell, M. Chan, A. Cumming, L. Cunningham, LEH Datrier, R. Douglas, P. Dupej, M. Fletcher, H. Gabbard, C. Graef, A. Grant, G. Hammond, MJ Hart, K. Haughian, M. Hendry, IS Heng, J. Hennig, S. Hild, J. Hough, EA Houston, SH Huttner, HN Isa, R. Jones, D. Keitel, S . Leavey, K. Lee, V. Mangano, IW Martin, M. Masso-Reid, C. Messenger, PG Murray, G. Newton, D. Pascucci, BL Pearlstone, M. Phelps, M. Pitkin, J. Powell, NA Robertson, R. Robie, S. Rowan, J. Scott, B. Sorazu, AP Spencer, J. Steinlechner, KA Strain, SC Tait, K. Toland, Z. Tornasi, AA van Veggel, J. Veitch, D. Williams, G. Woan, JL Wright e amp T. Zhang

Observatório LIGO Hanford, Richland, 99352, Washington, EUA

D. Barker, J. Bartlett, JC Batch, RM Blair, F. Clara, JC Driggers, SE Dwyer, B. Gateley, C. Gray, J. Hanks, K. Izumi, K. Kawabe, PJ King, JS Kissel, M. Landry, R. McCarthy, G. Mendell, EL Merilh, D. Moraru, G. Moreno, J. Oberling, CJ Perez, M. Pirello, FJ Raab, H. Radkins, CL Romel, K. Ryan, T. Sadecki, V. Sandberg, RL Savage, TJ Shaffer, D. Sigg, A. Strunk, P. Thomas, C. Vorvick, J. Warner, B. Weaver & amp J. Worden

Caltech CaRT, Pasadena, 91125, Califórnia, EUA

K. Barkett, J. Blackman, Y. Chen, Y. Ma, B. Pang, M. Scheel & amp V. Varma

Wigner RCP, RMKI, Konkoly Thege Miklós út 29-33, Budapeste, H-1121, Hungria

Columbia University, New York, 10027, New York, EUA

I. Bartos, K. R. Corley, S. T. Countryman, T. Di Girolamo, M. Factourovich, S. Márka, Z. Márka, L. Matone & amp A. Staley

Stanford University, Stanford, 94305, Califórnia, EUA

R. Bassiri, E. Bonilla, R. L. Byer, C. E. Cirelli, D. DeBra, M. M. Fejer, B. Lantz, A. S. Markosyan & amp B. Shapiro

Dipartimento di Fisica, Università di Camerino, Camerino, I-62032, Itália

Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Padova, Padova, I-35131, Itália

M. Bazzan, G. Ciani e M. Vardaro

INFN, Sezione di Padova, Padova, I-35131, Itália

M. Bazzan, G. Ciani, L. Conti, C. Lazzaro, M. Vardaro, G. Vedovato & amp J.-P. Zendri

Instituto de Física, Universidade Eötvös, Pázmány P. s. 1 / A, Budapeste, 1117, Hungria

B. Bécsy, G. Dálya, Z. Frei & amp P. Raffai

Centro Astronômico Nicolaus Copernicus, Academia Polonesa de Ciências, Varsóvia, 00-716, Polônia

M. Bejger, D. Rosińska e M. Sieniawska

Rochester Institute of Technology, Rochester, 14623, Nova York, EUA

J. J. Bero, J. Healy, J. Lange, C. O. Lousto, R. O’Shaughnessy, M. Rizzo, J. T. Whelan, J. Wofford, D. M. Wysocki & amp Y.-H. Zhang

Universidade de Birmingham, Birmingham, B15 2TT, Reino Unido

CPL Berry, SJ Cooper, W. Del Pozzo, M. Dovale álvarez, WM Farr, A. Freise, SM Gaebel, AC Green, H. Miao, H. Middleton, CM Mow-Lowry, SP Stevenson, DJ Stops, EG Thomas , D. Töyrä, A. Vecchio, S. Vinciguerra e amp H. Wang

INFN, Sezione di Genova, Genova, I-16146, Itália

D. Bersanetti, M. Canepa, A. Chincarini, A. Cirone, S. Farinon, G. Gemme, L. Rei & amp F. Sorrentino

RRCAT, Indore, 452013, MP, Índia

R. Bhandare, I. Dave, J. George, S. A. Pai, B. C. Pant, S. Raja & amp C. Rajan

Faculdade de Física, Lomonosov Moscow State University, Moscou, 119991, Rússia

I. A. Bilenko, M. L. Gorodetsky, F. Y. Khalili, V. P. Mitrofanov, L. G. Prokhorov, S. E. Strigin e amp S. P. Vyatchanin

SUPA, Universidade de Strathclyde, Glasgow, G1 1XQ, Reino Unido

R. Birney, S. Jawahar, N. A. Lockerbie, S. Reid & amp K. V. Tokmakov

The Pennsylvania State University, University Park, Pennsylvania, 16802, EUA

S. Biscoveanu, S. J. Chamberlin, A. Gupta, C. Hanna, R. M. Magee, D. Meacher, C. Messick, A. E. Pace, B. S. Sathyaprakash & amp J. Z. Wang

OzGrav, University of Western Australia, Crawley, 6009, Western Australia, Austrália

C. D. Blair, D. G. Blair, X. Chen, Q. Chu, S. Chung, D. M. Coward, E. J. Howell, L. Ju, J. Liu, M. A. Page, L. Wen & amp C. Zhao

Departamento de Astrofísica / IMAPP, Radboud University Nijmegen, PO Box 9010, Nijmegen, 6500, GL, Holanda

S. Bloemen, P. Canizares, S. Ghosh, P. Groot, T. Hinderer, G. Nelemans, D. Nichols, S. Nissanke, P. Schmidt e A. R. Williamson

Artemis, Université Côte d’Azur, Observatoire Côte d’Azur, CNRS, CS 34229, Nice, F-06304, Cedex 4, França

M. Boer, G. Bogaert, A. Brillet, N. Christensen, F. Cleva, J.-P. Coulon, J.-D. Fournier, H. Heitmann, A. Hreibi, F. Kéfélian, N. Man, L. Martellini, M. Merzougui, O. Minazzoli, M. Pichot, T. Regimbau & amp J.-Y. Vinet

Institut FOTON, CNRS, Université de Rennes 1, Rennes, F-35042, França

Washington State University, Pullman, 99164, Washington, EUA

S. Bose, B. R. Hall e N. Mazumder

Universidade de Oregon, Eugene, 97403, Oregon, EUA

J. E. Brau, R. Frey, S. Karki, J. R. Palamos, R. Quitzow-James, V. J. Roma, P. Schale, R. M. S. Schofield e D. Talukder

Laboratoire Kastler Brossel, UPMC-Sorbonne Universités, CNRS, ENS-PSL Research University, Collège de France, Paris, F-75005, França

T. Briant, S. Chua, P.-F. Cohadon, S. Deléglise, A. Heidmann, J.-M. Isac, T. Jacqmin e amp R. Metzdorff

Carleton College, Northfield, 55057, Minnesota, EUA

J. E. Broida, N. Christensen, M. W. Coughlin, M. C. Edwards e J. D. Tasson

OzGrav, University of Adelaide, Adelaide, 5005, South Australia, Austrália

D. D. Brown, H. Cao, M. R. Ganija, W. Kim, E. J. King, J. Munch, D. J. Ottaway e P. J. Veitch

Observatório Astronômico Universidade de Varsóvia, Varsóvia, 00-478, Polônia

VU University Amsterdam, Amsterdam, 1081 HV, Holanda

H. J. Bulten e J. F. J. van den Brand

Universidade de Maryland, College Park, Maryland, 20742, EUA

A. Buonanno, M. Cho, P. Shawhan e C. C. Yancey

Center for Relativistic Astrophysics, Georgia Institute of Technology, Atlanta, 30332, Georgia, EUA

L. Cadonati, J. Calderón Bustillo, J. A. Clark, E. E. Cowan, B. Day, S. S. Forsyth, S. Ghonge, K. Jani, S. J. Kimbrell, K. Napier, D. M. Shoemaker & amp K. Siellez

Université Claude Bernard Lyon 1, Villeurbanne, F-69622, França

Università di Napoli ‘Federico II’, Complesso Universitario di Monte S.Angelo, Napoli, I-80126, Itália

E. Calloni, R. De Rosa, T. Di Girolamo, F. Garufi & amp L. Milano

Centro de Voo Espacial Goddard da NASA, Greenbelt, 20771, Maryland, EUA

J. B. Camp, T. Dal Canton, N. Gehrels e L. P. Singer

Dipartimento di Fisica, Università degli Studi di Genova, Genova, I-16146, Itália

RESCEU, Universidade de Tóquio, Tóquio, 113-0033, Japão

K. C. Cannon, L. Tsukada e D. Tsuna

Universidade de Tsinghua, Pequim, 100084, China

Texas Tech University, Lubbock, 79409, Texas, EUA

S. Caride, A. Corsi, R. Coyne, R. Inta, B. J. Owen & amp B. Rajbhandari

Kenyon College, Gambier, 43022, Ohio, EUA

M. F. Carney, T. Chmiel, C. Fee, D. Moffa, L. E. Wade e amp M. Wade

Departamento de Astronomía y Astrofísica, Universitat de València, Burjassot, E-46100, Espanha

P. Cerdá-Durán, J. A. Font, N. Sanchis-Gual e amp A. Torres-Forné

Museo Storico della Fisica e Centro Studi e Ricerche Enrico Fermi, Roma, I-00184, Itália

Universidade Nacional de Tsing Hua, cidade de Hsinchu, Taiwan, 30013, China

S. Chao, L. Kuo, Howard Pan e Huang-Wei Pan

Charles Sturt University, Wagga Wagga, 2678, New South Wales, Austrália

Centro de Exploração e Pesquisa Interdisciplinar em Astrofísica (CIERA), Northwestern University, Evanston, 60208, Illinois, EUA

E. Chase, S. B. Coughlin, V. Kalogera, B. B. Miller, C. Pankow, L. M. Perri, L. M. Sampson, J. Scheuer, M. S. Shahriar, M. Zevin, M. Zhou & amp Z. Zhou

Instituto Canadense de Astrofísica Teórica, Universidade de Toronto, Toronto, M5S 3H8, Ontário, Canadá

K. Chatziioannou, H. Fong, C.-J. Haster, P. Kumar, H. P. Pfeiffer & amp A. B. Zimmerman

Universidade de Chicago, Chicago, 60637, Illinois, EUA

H. Y. Chen, Z. Doctor, B. Farr, M. Fishbach e D. E. Holz

Pusan ​​National University, Busan, 46241, Coreia do Sul

Universidade Chinesa de Hong Kong, Shatin, Hong Kong

A. K. W. Chung, O. A. Hannuksela, K. Kim, K. H. Lai, T. G. F. Li, R. K. L. Lo, K. K. Y. Ng, P. T. H. Pang, Y. F. Wang e K. W. K. Wong

INAF, Osservatorio Astronomico di Padova, Padova, I-35122, Itália

INFN, Trento Institute for Fundamental Physics and Applications, Povo, I-38123, Itália

R. Ciolfi, M. Di Giovanni, M. Leonardi, A. Perreca, G. A. Prodi, S. Tiwari e M. C. Tringali

OzGrav, University of Melbourne, Parkville, 3010, Victoria, Austrália

P. Clearwater, A. Melatos & amp L. Sun

Università di Roma ‘La Sapienza’, Roma, I-00185, Itália

A. Colla, S. Di Pace, I. Di Palma, S. Frasca, G. Intini, P.Leaci, S. Mastrogiovanni, A. L. Miller, L. Naticchioni, O. J. Piccinni, P. Rapagnani e F. Ricci

Université Libre de Bruxelles, Bruxelas, 1050, Bélgica

Sonoma State University, Rohnert Park, 94928, Califórnia, EUA

Departamento de Matemáticas, Universitat de València, Burjassot, E-46100, Espanha

I. Cordero-Carrión e A. Marquina

Montana State University, Bozeman, 59717, Montana, EUA

Universitat de les Illes Balears, IAC3 — IEEC, Palma de Mallorca, E-07122, Espanha

P. B. Covas, C. Garcia-Quiros, S. Husa, F. Jiménez-Forteza, M. Oliver, G. Pratten, A. Ramos-Buades e A. M. Sintes

Universidade do Texas Rio Grande Valley, Brownsville, 78520, Texas, EUA

T. D. Creighton, M. C. Díaz, S. R. Morriss, S. Mukherjee, V. Quetschke, M. Rakhmanov, K. E. Ramirez, J. D. Romano, R. Stone, D. Tuyenbayev e W. H. Wang

Bellevue College, Bellevue, 98007, Washington, EUA

Institute for Plasma Research, Bhat, Gandhinagar, 382428, Índia

A. Dasgupta, M. K. Gupta, Z. Khan, R. Kumar, A. K. Srivastava e amp S. Sunil

Universidade de Sheffield, Sheffield, S10 2TN, Reino Unido

E. J. Daw, T. B. Edo, R. Kennedy e amp E. Massera

Dipartimento di Scienze Matematiche, Fisiche e Informatiche, Università di Parma, Parma, I-43124, Itália

INFN, Sezione di Milano Bicocca, Gruppo Collegato di Parma, Parma, I-43124, Itália

California State University, Los Angeles, 5151 State University Drive, Los Angeles, 90032, Califórnia, EUA

R. DeSalvo, L. Glover, S. D. Linker, M. C. Milovich-Goff, J. Neilson, G. D. O’Dea & amp M. B. Shaner

Dipartimento di Fisica, Università di Trento, Povo, I-38123, Itália

M. Di Giovanni, M. Leonardi, A. Perreca, G. A. Prodi e M. C. Tringali

Montclair State University, Montclair, 07043, New Jersey, EUA

Observatório Astronômico Nacional do Japão, 2-21-1 Osawa, Mitaka, Tóquio, 181-8588, Japão

Observatori Astronòmic, Universitat de València, Paterna, E-46980, Espanha

Escola de Matemática, Universidade de Edimburgo, Edimburgo, EH9 3FD, Reino Unido

Universidade e Instituto de Pesquisa Avançada, Área Institucional de Koba, Gandhinagar, 382007, Gujarat, Índia

IISER-TVM, CET Campus, Trivandrum, 695016, Kerala, Índia

V. Gayathri, A. Pai e M. Saleem

Universidade de Szeged, Dóm tér 9, Szeged, 6720, Hungria

Universidade de Michigan, Ann Arbor, 48109, Michigan, EUA

E. Goetz, R. Gustafson, A. Neunzert, K. Riles & amp O. Sauter

Tata Institute of Fundamental Research, Mumbai, 400005, Índia

A. Gopakumar e C. S. Unnikrishnan

INAF, Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Napoli, I-80131, Itália

Università degli Studi di Urbino ‘Carlo Bo’, Urbino, I-61029, Itália

G. Greco, G. M. Guidi, F. Martelli, M. Montani, F. Piergiovanni, G. Stratta, F. Vetrano e A. Viceré

INFN, Sezione di Firenze, Sesto Fiorentino, I-50019, Itália

G. Greco, G. M. Guidi, F. Martelli, M. Montani, F. Piergiovanni, G. Stratta, F. Vetrano, A. Viceré & amp G. Wang

Physik-Institut, Universidade de Zurique, Winterthurerstrasse 190, Zurique, 8057, Suíça

American University, Washington, 20016, DC, EUA

G. M. Harry, M. Kinley-Hanlon e J. M. Newport

Universidade de Białystok, Białystok, 15-424, Polônia

Universidade de Southampton, Southampton, SO17 1BJ, Reino Unido

University of Washington Bothell, 18115 Campus Way NE, Bothell, Washington, 98011, EUA

Instituto de Física Aplicada, Nizhny Novgorod, 603950, Rússia

E. A. Khazanov, O. Palashov e A. Sergeev

Instituto de Astronomia e Ciências Espaciais da Coreia, Daejeon, 34055, Coreia do Sul

Inje University Gimhae, South Gyeongsang, 50834, Coreia do Sul

Instituto Nacional de Ciências Matemáticas, Daejeon, 34047, Coreia do Sul

W. S. Kim, J. J. Oh, S. H. Oh e E. J. Son

NCBJ, Świerk-Otwock, 05-400, Polônia

A. Królak, A. Kutynia e A. Zadrożny

Instituto de Matemática, Academia Polonesa de Ciências, Varsóvia, 00656, Polônia

Hillsdale College, Hillsdale, 49242, Michigan, EUA

Hanyang University, Seoul, 04763, Coreia do Sul

Universidade Nacional de Seul, Seul, 08826, Coreia do Sul

NASA Marshall Space Flight Center, Huntsville, 35811, Alabama, EUA

T. B. Littenberg, J. Page, A. A. Shah e J. A. Taylor

ESPCI, CNRS, Paris, F-75005, França

Southern University e A & ampM College, Baton Rouge, Louisiana, 70813, EUA

College of William and Mary, Williamsburg, 23187, Virginia, EUA

Center Scientifique de Monaco, 8 quai Antoine Ier, MC-98000, Mônaco

Instituto Indiano de Tecnologia Madras, Chennai, 600036, Índia

IISER-Kolkata, Mohanpur, 741252, West Bengal, Índia

Whitman College, 345 Boyer Avenue, Walla Walla, Washington, 99362, EUA

Instituto Indiano de Tecnologia de Bombaim, Powai, Mumbai, 400076, Maharashtra, Índia

Scuola Normale Superiore, Piazza dei Cavalieri 7, Pisa, I-56126, Itália

Université de Lyon, Lyon, F-69361, França

Hobart and William Smith Colleges, Genebra, 14456, Nova York, EUA

OzGrav, Swinburne University of Technology, Hawthorn, 3122, Victoria, Austrália

Instituto Janusz Gil de Astronomia, Universidade de Zielona Góra, Zielona Góra, 65-265, Polônia

Universidade de Washington, Seattle, 98195, Washington, EUA

King’s College London, University of London, London, WC2R 2LS, UK

Instituto Indiano de Tecnologia, Gandhinagar Ahmedabad, 382424, Gujarat, Índia

Instituto Indiano de Tecnologia Hyderabad, Sangareddy, Khandi, 502285, Telangana, Índia

Instituto Internacional de Física, Universidade Federal do Rio Grande do Norte, Natal, 59078-970, RN, Brasil

Andrews University, Berrien Springs, 49104, Michigan, EUA

Università di Siena, Siena, I-53100, Itália

Trinity University, San Antonio, 78212, Texas, EUA

Abilene Christian University, Abilene, 79699, Texas, EUA

Colorado State University, Fort Collins, 80523, Colorado, EUA

Departamento de Astronomia e Astrofísica, Universidade da Califórnia, Santa Cruz, 95064, Califórnia, EUA

R. J. Foley, D. A. Coulter, C. D. Kilpatrick, A. Murguia-Berthier, Y.-C. Pan, J. X. Prochaska, E. Ramirez-Ruiz, C. Rojas-Bravo e amp M. R. Siebert

The Observatories of the Carnegie Institution for Science, 813 Santa Barbara Street, Pasadena, 91101, Califórnia, EUA

M. R. Drout, B. F. Madore, A. L. Piro, B. J. Shappee e J. D. Simon

Companheiro Hubble e Carnegie-Dunlap

Divisão de Ciência Nuclear, Laboratório Nacional Lawrence Berkeley, Berkeley, 94720, Califórnia, EUA

Departamentos de Física e Astronomia, Universidade da Califórnia, Berkeley, 94720, Califórnia, EUA

Dark Cosmology Center, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen, Blegdamsvej 17, Copenhagen, 2100, Dinamarca

Space Telescope Science Institute, 3700 San Martin Drive, Baltimore, 21218, Maryland, EUA

Instituto de Astronomia, Universidade do Havaí, 2680 Woodlawn Drive, Honolulu, 96822, Havaí, EUA

Companheiro Hubble e Carnegie-Princeton

Departamento de Física y Astronomía, Universidad de La Serena, La Serena, Chile

Fermi National Accelerator Laboratory, PO Box 500, Batavia, 60510, Illinois, EUA

J. Annis, M. Soares-Santos, HT Diehl, J. Frieman, S. Allam, RE Butler, A. Drlica-Wagner, DA Finley, K. Herner, TS Li, ​​H. Lin, J. Marriner, A. Stebbins, W. Wester, B. Yanny, E. Buckley-Geer, J. Estrada, B. Flaugher, G. Gutierrez, S. Kent, R. Kron, N. Kuropatkin, E. Neilsen, B. Nord, V. Scarpine, DL Tucker e Y. Zhang

Departamento de Física, Brandeis University, Waltham, Massachusetts, EUA

Departamento de Física e Astronomia, Universidade da Pensilvânia, Filadélfia, 19104, Pensilvânia, EUA

D. Brout, M. Sako, L. F. Secco, C. B. D’Andrea, B. Jain e amp M. March

Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago, Chicago, 60637, Illinois, EUA

D. Scolnic, J. Frieman, R. Kessler, S. Kent & amp R. Kron

Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden Street, Cambridge, 02138, Massachusetts, EUA

E. Berger, K. D. Alexander, P. Cowperthwaite e M. Nicholl

Departamento de Física, Universidade de Surrey, Guildford, GU2 7XH, Reino Unido

Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden Street, Cambridge, 02138, Massachusetts, EUA

P. Blanchard, T. Eftekhari, V. A. Villar e P. K. G. Williams

Departamento de Astronomia, Indiana University, 727 East Third Street, Bloomington, 47405, Indiana, EUA

Departamento de Física e Astronomia, Instituto de Astrofísica, 251B Clippinger Lab, Ohio University, Athens, 45701, Ohio, EUA

e Departamento de Física e Astronomia, George P. e Cynthia Woods Mitchell Institute for Fundamental Physics and Astronomy, Texas A & ampM University, College Station, 77843, Texas, EUA

E. R. Cook, J. L. Marshall, M. Sauseda e D. L. DePoy

LSST, 933 North Cherry Avenue, Tucson, 85721, Arizona, EUA

Companheiro Hubble e Carnegie-Dunlap

The Observatories of the Carnegie Institution for Science, 813 Santa Barbara Street, Pasadena, 91101, Califórnia, EUA

Institut d’Astrophysique de Paris (UMR7095: CNRS e UPMC), 98 bis Bd Arago, Paris, F-75014, França

Centro para Exploração e Pesquisa Interdisciplinar em Astrofísica (CIERA) e Departamento de Física e Astronomia, Northwestern University, Evanston, 60208, Illinois, EUA

Centro de Astrofísica Teórica, Laboratório Nacional de Los Alamos, Los Alamos, 87544, Novo México

Instituto de Fisica Teorica UAM / CSIC, Universidad Autonoma de Madrid, Madrid, 28049, Espanha

SLAC National Accelerator Laboratory, Menlo Park, Califórnia, 94025, EUA

M. S. S. Gill, D. L. Burke, D. Gruen, A. Roodman & amp E. S. Rykoff

Departamento de Astronomia, Universidade de Illinois, 1002 West Green Street, Urbana, 61801, Illinois, EUA

R. A. Gruendl e M. Carrasco Kind

National Center for Supercomputing Applications, 1205 West Clark Street, Urbana, 61801, Illinois, EUA

R. A. Gruendl, C. Hanna, F. Paz-Chinchón, M. Carrasco Kind e M. W. G. Johnson

Departamento de Física e Astronomia e Astrofísica, The Pennsylvania State University, University Park, Pennsylvania, 16802, EUA

Departamento de Física e Astronomia, University College London, Gower Street, London, WC1E 6BT, Reino Unido

W. Hartley, A. Palmese, F. B. Abdalla, A. Benoit-Lévy, D. Brooks, W. G. Hartley e O. Lahav

Departamento de Física, ETH Zurique, Wolfgang-Pauli-Strasse 16, Zurique, CH-8093, Suíça

Departamento de Física, Universidade de Michigan, Ann Arbor, 48109, Michigan, EUA

D. Huterer, D. W. Gerdes, C. J. Miller, M. Schubnell & amp G. Tarle

Departamentos de Física e Astronomia e Centro de Astrofísica Teórica, Universidade da Califórnia, Berkeley, 94720-7300, Califórnia, EUA

Observatório do Valongo, Universidade Federal do Rio de Janeiro, Ladeira do Pedro Antônio 43, Rio de Janeiro, RJ 20080-090, Brasil

P. A. A. Lopes e A. C. C. Lourenço

Centro para Exploração e Pesquisa Interdisciplinar em Astrofísica (CIERA) e Departamento de Física e Astronomia, Northwestern University, Evanston, 60208, Illinois, EUA

Observatório Nacional de Astronomia Óptica, 950 North Cherry Avenue, Tucson, 85719, Arizona, EUA

Departamento de Astronomonía, Universidad de Chile, Camino del Observatorio 1515, Las Condes, Santiago, Chile

Departamento de Física e Laboratório de Astrofísica de Columbia, Universidade de Columbia, Nova York, 10027, Nova York, EUA

Departamento de Física, Universidade de Michigan, 450 Church Street, Ann Arbor, 48109-1040, Michigan, EUA

Lawrence Berkeley National Laboratory, 1 Cyclotron Road, Berkeley, 94720, Califórnia, EUA

P. Nugent, D. A. Goldstein e amp R. C. Thomas

Departamento de Astronomia e Centro de Astrofísica Teórica, Universidade da Califórnia, Berkeley, 94720-3411, Califórnia, EUA

Divisão de Física, Laboratório Nacional Lawrence Berkeley, Berkeley, 94720-8160, Califórnia, EUA

Steward Observatory, University of Arizona, 933 North Cherry Avenue, Tucson, 85721, Arizona, EUA

Instituto de Física Gleb Wataghin, Universidade Estadual de Campinas, Campinas, SP 13083-859, Brasil

Laboratório Interinstitucional de e-Astronomia - LIneA, Rua Gal. José Cristino 77, Rio de Janeiro, RJ 20921-400, Brasil

F. Sobreira, A. Carnero Rosell, L. N. da Costa, M. Lima, M. A. G. Maia e R. L. C. Ogando

Cerro Tololo Observatório Interamericano, Observatório Nacional de Astronomia Óptica, Casilla, La Serena, 603, Chile

A. K. Vivas, A. Zenteno, T. M. C. Abbott, R. C. Smith e A. R. Walker

Departamento de Física e Eletrônica, Universidade de Rhodes, PO Box 94, Grahamstown, 6140, África do Sul

CNRS, UMR 7095, Institut d’Astrophysique de Paris, Paris, F-75014, França

Sorbonne Universités, UPMC Université Paris 06, UMR 7095, Institut d’Astrophysique de Paris, Paris, F-75014, França

Jodrell Bank Center for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, University of Manchester, Oxford Road, Manchester, M13 9PL, UK

Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, PO Box 2450, Stanford University, Stanford, 94305, Califórnia, EUA

D. L. Burke, C. E. Cunha, C. Davis, D. Gruen, E. Krause, A. Roodman & amp E. S. Rykoff

Observatório Nacional, Rua Gal. José Cristino 77, Rio de Janeiro, RJ 20921-400, Brasil

A. Carnero Rosell, L. N. da Costa, M. A. G. Maia e R. L. C. Ogando

Institut de Física d’Altes Energies (IFAE), Instituto de Ciência e Tecnologia de Barcelona, ​​Campus UAB, Bellaterra, 08193, Espanha

J. Carretero, E. Fernandez e R. Miquel

Instituto de Ciências Espaciais, IEEC-CSIC, Campus UAB, Carrer de Can Magrans, Barcelona, ​​08193, Espanha

F. J. Castander, P. Fosalba & amp E. Gaztanaga

Departamento de Física, IIT Hyderabad, Kandi, 502285, Telangana, Índia

Excellence Cluster Universe, Boltzmannstrasse 2, Garching, 85748, Alemanha

Faculdade de Física, Ludwig-Maximilians-Universität, Scheinerstrasse 1, Munique, 81679, Alemanha

Departamento de Astronomia, Universidade de Michigan, Ann Arbor, 48109, Michigan, EUA

Instituto de Astronomia, Universidade de Cambridge, Madingley Road, Cambridge, CB3 0HA, Reino Unido

Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge, Madingley Road, Cambridge, CB3 0HA, UK

Universitäts-Sternwarte, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians Universität München, Scheinerstrasse 1, München, 81679, Alemanha

Departamento de Astronomia, Universidade da Califórnia, Berkeley, 501 Campbell Hall, Berkeley, 94720, Califórnia, EUA

Centro de Cosmologia e Física de Astro-Partículas, The Ohio State University, Columbus, 43210, Ohio, EUA

Departamento de Física, The Ohio State University, Columbus, 43210, Ohio, EUA

Departamento de Astronomia, Universidade de Washington, Box 351580, Seattle, 98195, Washington, EUA

Instituto de Física de Partículas de Santa Cruz, Santa Cruz, 95064, Califórnia, EUA

Observatório Astronômico Australiano, North Ryde, 2113, Nova Gales do Sul, Austrália

Argonne National Laboratory, 9700 South Cass Avenue, Lemont, 60439, Illinois, EUA

Departamento de Física Matemática, Instituto de Física, Universidade de São Paulo, São Paulo, CP 66318, SP 05314-970, Brasil

Institució Catalana de Recerca i Estudis Avançats, Barcelona, ​​E-08010, Espanha

Laboratório de Propulsão a Jato, Instituto de Tecnologia da Califórnia, 4800 Oak Grove Drive, Pasadena, 91109, Califórnia, EUA

Departamento de Física e Astronomia, Edifício Pevensey, Universidade de Sussex, Brighton, BN1 9QH, Reino Unido

Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas (CIEMAT), Madrid, Espanha

E. Sanchez e I. Sevilla-Noarbe

Escola de Física e Astronomia, Universidade de Southampton, Southampton, SO17 1BJ, Reino Unido

Divisão de Ciência da Computação e Matemática, Laboratório Nacional de Oak Ridge, Oak Ridge, Tennessee, 37831

Instituto de Cosmologia e Gravitação, Universidade de Portsmouth, Portsmouth, PO1 3FX, Reino Unido

Instituto Max Planck de Física Extraterrestre, Giessenbachstrasse, Garching, 85748, Alemanha

Departamento de Física e Astronomia, Universidade da Carolina do Norte em Chapel Hill, Chapel Hill, 27599, Carolina do Norte, EUA

J. B. Haislip, V. V. Kouprianov e D. E. Reichart

Observatório do Departamento de Astronomia e Steward, Universidade do Arizona, 933 North Cherry Ave, Tucson, 85719, Arizona, EUA

Departamento de Física, Universidade da Califórnia, 1 Shields Avenue, Davis, 95616-5270, Califórnia, EUA

L. Tartaglia, S. Valenti e amp S. Yang

Departamento de Física e Astronomia, Universidade de Padova, Via 8 Febbraio, Padova, 2-35122, Itália

INAF Osservatorio Astronomico di Padova, Vicolo della Osservatorio 5, Padova, I-35122, Itália

Departamento de Física, Universidade da Califórnia, Santa Bárbara, 93106-9530, Califórnia, EUA

Iair Arcavi, Griffin Hosseinzadeh, D. Andrew Howell, Curtis McCully e Sergiy Vasylyev

Las Cumbres Observatory, 6740 Cortona Drive, Suite 102, Goleta, 93117-5575, Califórnia, EUA

Iair Arcavi, Griffin Hosseinzadeh, D. Andrew Howell, Curtis McCully e Sergiy Vasylyev

Escola de Física e Astronomia, Universidade de Tel Aviv, Tel Aviv 69978, Israel

Departamento de Física e Astronomia, Universidade de Leicester, University Road, Leicester, LE1 7RH, Reino Unido

N. R. Tanvir, P. A. Evans, P. O’Brien, J. P. Osborne, S. Rosetti & amp K. Wiersema

Departamento de Física, Universidade de Warwick, Coventry, CV4 7AL, Reino Unido

A. J. Levan, J. Lyman, D. T. H. Steeghs, K. Ulaczyk & amp K. Wiersema

DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen, Juliane Maries Vej 30, Copenhagen Ø, 2100, Dinamarca

J. Hjorth, J. P. U. Fynbo, B. Milvang-Jensen e D. Watson

Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC), Glorieta de la Astronomía, Granada, 18008, Espanha

Z. Cano, A. de Ugarte-Postigo e C. C. Thöne

Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University, IC2, Liverpool Science Park, 146 Brownlow Hill, Liverpool, L3 5RF, Reino Unido

C. Cobre-sarraceno e amp D. A. Perley

Instituto de Astronomia, Universidade de Cambridge, Madingley Road, Cambridge, CB3 0HA, Reino Unido

C. González-Fernández, M. Irwin e R. McMahon

Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching, 85740, Giessenbachstrasse 1, Alemanha

Instituto de Astronomia de Ondas Gravitacionais e Escola de Física e Astronomia de Birmingham, Universidade de Birmingham, Birmingham, B15 2TT, Reino Unido

INAF, Instituto de Astrofísica Espacial e Física Cósmica, Via Gobetti 101, Bolonha, I-40129, Itália

School of Physics and Astronomy e Monash Center for Astrophysics, Monash University, Clayton, 3800, Victoria, Austrália

Departamento de Astronomia, Centro Oskar Klein, AlbaNova, Universidade de Estocolmo, Estocolmo, SE-106 91, Suécia

Anton Pannekoek Institute, University of Amsterdam, Science Park 904, Amsterdam, 1098 XH, Holanda

ASTRON, Instituto Holandês de Radioastronomia, Postbus 2, Dwingeloo, 7990 AA, Holanda

Departamento de Física de Partículas e Astrofísica, Instituto de Ciência Weizmann, Rehovot, 76100, Israel

Departamento de Física, M. V. Lomonosov Moscow State University, Leninskie gory, GSP-1, Moscou, 119991, Rússia

V. M. Lipunov, V. G. Kornilov e D. Vlasenko

M. V. Lomonosov Moscow State University, Sternberg Astronomical Institute, Universitetsky pr., 13, Moscou, 119234, Rússia

V. M. Lipunov, E. Gorbovskoy, V. G. Kornilov, N. Tyurina, P. Balanutsa, D. Vlasenko, I. Gorbunov & amp O. Gress

Observatorio Astronomico Felix Aguilar (OAFA), Universidade Nacional de San Juan, San Juan, Argentina

Instituto de Ciencias Astronomicas, de la Tierra y del Espacio (ICATE), San Juan, Argentina

Observatório Astrofísico da África do Sul, PO Box 9, Observatório 7935, Cidade do Cabo, África do Sul

Irkutsk State University, Applied Physics Institute, 20 Gagarin boulevard, Irkutsk, 664003, Rússia

Blagoveschensk State Pedagogical University, Lenin street 104, Amur Region, 675000, Blagoveschensk, Russia

Instituto de Astrofacuteisica de Canarias Via Lactea, Laguna, E-38205La, Espanha

Consórcios

A Colaboração Científica LIGO e a Colaboração Virgo

  • B. P. Abbott
  • , R. Abbott
  • , T. D. Abbott
  • , F. Acernese
  • , K. Ackley
  • , C. Adams
  • , T. Adams
  • , P. Addesso
  • , R. X. Adhikari
  • , V. B. Adya
  • , C. Affeldt
  • , M. Afrough
  • , B. Agarwal
  • , M. Agathos
  • , K. Agatsuma
  • , N. Aggarwal
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  • , L. Aiello
  • , A. Ain
  • , P. Ajith
  • , B. Allen
  • , G. Allen
  • , A. Allocca
  • , P. A. Altin
  • , A. Amato
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  • , W. G. Anderson
  • , S. V. Angelova
  • , S. Antier
  • , S. Appert
  • , K. Arai
  • , M. C. Araya
  • , J. S. Areeda
  • , N. Arnaud
  • , K. G. Arun
  • , S. Ascenzi
  • , G. Ashton
  • , Mastro
  • , S. M. Aston
  • , P. Astone
  • , D. V. Atallah
  • , P. Aufmuth
  • , C. Aulbert
  • , K. AultONeal
  • , C. Austin
  • , A. Avila-Alvarez
  • , S. Babak
  • , P. Bacon
  • , M. K. M. Bader
  • , S. Bae
  • , P. T. Baker
  • , F. Baldaccini
  • , G. Ballardin
  • , S. W. Ballmer
  • , S. Banagiri
  • , J. C. Barayoga
  • , S. E. Barclay
  • , B. C. Barish
  • , D. Barker
  • , K. Barkett
  • , F. Barone
  • , B. Barr
  • , L. Barsotti
  • , M. Barsuglia
  • , D. Barta
  • , J. Bartlett
  • , I. Bartos
  • , R. Bassiri
  • , A. Basti
  • , J. C. Batch
  • , M. Bawaj
  • , J. C. Bayley
  • , M. Bazzan
  • , B. Bécsy
  • , C. Beer
  • , M. Bejger
  • , I. Belahcene
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  • , B. K. Berger
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  • , D. Bersanetti
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  • , J. Betzwieser
  • , S. Bhagwat
  • , R. Bhandare
  • , I. A. Bilenko
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  • , C. R. Billman
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  • , R. Birney
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  • , S. Biscans
  • , S. Biscoveanu
  • , A. Bisht
  • , M. Bitossi
  • , C. Biwer
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  • , J. K. Blackburn
  • , J. Blackman
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  • , A. Bozzi
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  • , A. Buonanno
  • , D. Buskulic
  • , C. Compre
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  • , P. Couvares
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  • , E. E. Cowan
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  • , M. J. Cowart
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  • , E. J. Daw
  • , Aniversário
  • , S. De
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  • , Z. Doctor
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  • , B. Farr
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  • , F. Fidecaro
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  • , I. Fiori
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  • , M. Fishbach
  • , R. P. Fisher
  • , M. Fitz-Axen
  • , R. Flaminio
  • , M. Fletcher
  • , H. Fong
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  • , P. W. F. Forsyth
  • , S. S. Forsyth
  • , J.-D. Fournier
  • , S. Frasca
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  • , Z. Frei
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  • , R. Frey
  • , V. Frey
  • , E. M. Fries
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  • , B. Gateley
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  • , J. George
  • , L. Gergely
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  • , E. Goetz
  • , R. Goetz
  • , S. Gomes
  • , B. Goncharov
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  • , J. M. Gonzalez Castro
  • , A. Gopakumar
  • , M. L. Gorodetsky
  • , S. E. Gossan
  • , M. Gosselin
  • , R. Gouaty
  • , A. Grado
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  • , A. Grant
  • , S. Gras
  • , C. Gray
  • , G. Greco
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  • , E. M. Gretarsson
  • , P. Groot
  • , H. Grote
  • , S. Grunewald
  • , P. Gruning
  • , G. M. Guidi
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  • , A. Gupta
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  • , K. E. Gushwa
  • , E. K. Gustafson
  • , R. Gustafson
  • , O. Halim
  • , B. R. Hall
  • , E. D. Hall
  • , E. Z. Hamilton
  • , G. Hammond
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  • , J. Hanks
  • , C. Hanna
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  • , O. A. Hannuksela
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  • , S. Husa
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  • , R. Inta
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  • , K. Izumi
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  • , G. Kang
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  • , S. J. Kapadia
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  • , M. Katolik
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  • , W. Katzman
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  • , K. Kawabe
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Contribuições

Todos os autores contribuíram para o trabalho apresentado neste artigo.


Astronomia de ondas gravitacionais - Realização potencial e possível

Desde o trabalho pioneiro de Joseph Weber, mais de uma década atrás, tem havido um esforço contínuo para o desenvolvimento de detectores de ondas gravitacionais mais sensíveis. Há uma série de fontes astrofísicas interessantes de ondas gravitacionais, incluindo sistemas estelares binários compactos coalescentes, colapsos estelares e estrelas de nêutrons em rotação, e para detectar tudo isso provavelmente será necessária uma sensibilidade à deformação melhor do que 10-22 em uma largura de banda de algumas centenas Hz em frequências iguais ou inferiores a 1kHz. Alcançar tal sensibilidade requer considerável engenhosidade experimental; entretanto, o trabalho em vários laboratórios sugere que tal desempenho deve ser obtido usando interferometria a laser entre massas livremente suspensas separadas por uma distância da ordem de um quilômetro. Este documento inclui uma revisão das possíveis fontes e descreve os métodos de detecção que estão sendo desenvolvidos ou planejados, com ênfase particular em interferômetros a laser de linha de base longa.


Conteúdo

Albert Einstein originalmente previu a existência de ondas gravitacionais em 1916, [24] [25] com base em sua teoria da relatividade geral. [26] A relatividade geral interpreta a gravidade como uma consequência das distorções no espaço-tempo, causadas pela massa. Portanto, Einstein também previu que eventos no cosmos causariam "ondulações" no espaço-tempo - distorções do próprio espaço-tempo - que se espalhariam para fora, embora fossem tão minúsculos que seriam quase impossíveis de detectar por qualquer tecnologia prevista naquela hora. [13] Também foi previsto que objetos em movimento em uma órbita perderiam energia por este motivo (uma consequência da lei de conservação da energia), já que alguma energia seria emitida como ondas gravitacionais, embora isso fosse insignificantemente pequeno em todos mas os casos mais extremos. [27]

Um caso em que as ondas gravitacionais seriam mais fortes é durante os momentos finais da fusão de dois objetos compactos, como estrelas de nêutrons ou buracos negros. Ao longo de milhões de anos, estrelas de nêutrons binárias e buracos negros binários perdem energia, em grande parte por meio de ondas gravitacionais e, como resultado, eles espiralam em direção ao outro. No final deste processo, os dois objetos atingirão velocidades extremas e, na fração final de um segundo de sua fusão, uma quantidade substancial de sua massa seria teoricamente convertida em energia gravitacional e viajaria para fora como ondas gravitacionais, [28 ] permitindo uma chance maior do que o normal de detecção. No entanto, como pouco se sabia sobre o número de binários compactos no universo e chegar a esse estágio final pode ser muito lento, havia pouca certeza sobre a frequência com que esses eventos poderiam acontecer. [29]

Edição de Observação

As ondas gravitacionais podem ser detectadas indiretamente - pela observação de fenômenos celestes causados ​​por ondas gravitacionais - ou mais diretamente por meio de instrumentos como o LIGO baseado na Terra ou o instrumento LISA baseado no espaço planejado. [30]

Observação indireta Editar

A evidência de ondas gravitacionais foi deduzida pela primeira vez em 1974 por meio do movimento do sistema estelar de nêutrons duplos PSR B1913 + 16, no qual uma das estrelas é um pulsar que emite pulsos eletromagnéticos em frequências de rádio em intervalos regulares e precisos enquanto gira. Russel Hulse e Joseph Taylor, que descobriram as estrelas, também mostraram que, com o tempo, a frequência dos pulsos encurtava e que as estrelas estavam gradualmente espiralando uma em direção à outra com uma perda de energia que coincidia estreitamente com a energia prevista que seria irradiada pela gravidade ondas. [31] [32] Para este trabalho, Hulse e Taylor receberam o Prêmio Nobel de Física em 1993. [33] Outras observações deste pulsar e de outros em sistemas múltiplos (como o sistema de pulsar duplo PSR J0737-3039) também concordam com Relatividade Geral para alta precisão. [34] [35]

Observação direta Editar

A observação direta das ondas gravitacionais não foi possível por muitas décadas após terem sido previstas devido ao efeito minúsculo que precisaria ser detectado e separado do fundo de vibrações presentes em todos os lugares da Terra. Uma técnica chamada interferometria foi sugerida na década de 1960 e, eventualmente, a tecnologia foi desenvolvida o suficiente para que essa técnica se tornasse viável.

Na abordagem atual usada pelo LIGO, um feixe de laser é dividido e as duas metades são recombinadas após percorrer caminhos diferentes. Mudanças no comprimento dos caminhos ou no tempo gasto para os dois feixes divididos, causados ​​pelo efeito da passagem das ondas gravitacionais, para atingir o ponto onde eles se recombinam são reveladas como "batidas". Essa técnica é extremamente sensível a pequenas mudanças na distância ou no tempo necessário para percorrer os dois caminhos. Em teoria, um interferômetro com braços de cerca de 4 km de comprimento seria capaz de revelar a mudança do espaço-tempo - uma pequena fração do tamanho de um único próton - quando uma onda gravitacional com força suficiente passou pela Terra vinda de outro lugar. Esse efeito seria perceptível apenas para outros interferômetros de tamanho semelhante, como o Virgo, GEO 600 e os detectores planejados KAGRA e INDIGO. Na prática, pelo menos dois interferômetros seriam necessários porque qualquer onda gravitacional seria detectada em ambos, mas outros tipos de distúrbios geralmente não estariam presentes em ambos. Essa técnica permite que o sinal desejado seja diferenciado do ruído. Este projeto foi fundado em 1992 como o Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO). Os instrumentos originais foram atualizados entre 2010 e 2015 (para Advanced LIGO), dando um aumento de cerca de 10 vezes sua sensibilidade original. [36]

As operações iniciais do LIGO entre 2002 e 2010 não detectaram nenhum evento estatisticamente significativo que pudesse ser confirmado como ondas gravitacionais. Isso foi seguido por um desligamento de vários anos, enquanto os detectores eram substituídos por versões muito melhoradas do "LIGO Avançado". [37] Em fevereiro de 2015, os dois detectores avançados foram colocados em modo de engenharia, no qual os instrumentos estão operando totalmente com a finalidade de testar e confirmar que estão funcionando corretamente antes de serem usados ​​para pesquisa, [38] com observações científicas formais devido a começar em 18 de setembro de 2015. [39]

Ao longo do desenvolvimento e das observações iniciais do LIGO, várias "injeções cegas" de falsos sinais de ondas gravitacionais foram introduzidas para testar a capacidade dos pesquisadores de identificar tais sinais. Para proteger a eficácia das injeções às cegas, apenas quatro cientistas do LIGO sabiam quando tais injeções ocorreram, e essa informação foi revelada somente depois que um sinal foi completamente analisado pelos pesquisadores. [40] Em 14 de setembro de 2015, enquanto o LIGO estava funcionando no modo de engenharia, mas sem nenhuma injeção de dados às cegas, o instrumento relatou uma possível detecção de onda gravitacional. O evento detectado recebeu o nome de GW150914. [41]

Detecção de evento Editar

GW150914 foi detectado pelos detectores LIGO em Hanford, estado de Washington, e Livingston, Louisiana, EUA, às 09:50:45 UTC em 14 de setembro de 2015. [4] [11] Os detectores LIGO estavam operando em "modo de engenharia", o que significa que estavam operando plenamente, mas ainda não haviam iniciado uma fase formal de "pesquisa" (que deveria começar três dias depois, em 18 de setembro), então inicialmente havia uma dúvida se os sinais eram detecções reais ou dados simulados para teste finalidades antes de se verificar que não eram testes. [42]

O sinal chirp durou mais de 0,2 segundos e aumentou em frequência e amplitude em cerca de 8 ciclos de 35 Hz a 250 Hz. [3] O sinal está na faixa audível e foi descrito como semelhante ao "chilrear" de um pássaro [4] astrofísicos e outras partes interessadas em todo o mundo responderam com entusiasmo imitando o sinal nas redes sociais após o anúncio da descoberta. [4] [43] [44] [45] (A frequência aumenta porque cada órbita é visivelmente mais rápida do que a anterior durante os momentos finais antes da fusão.)

O gatilho que indicava uma possível detecção foi relatado três minutos após a aquisição do sinal, usando métodos de pesquisa rápida ('online') que fornecem uma análise inicial rápida dos dados dos detectores. [3] Após o alerta automático inicial às 09:54 UTC, uma sequência de e-mails internos confirmou que nenhuma injeção programada ou não programada havia sido feita e que os dados pareciam limpos. [40] [46] Depois disso, o resto da equipe colaboradora foi rapidamente informado sobre a detecção provisória e seus parâmetros. [47]

Uma análise estatística mais detalhada do sinal e de 16 dias de dados circundantes de 12 de setembro a 20 de outubro de 2015, identificou GW150914 como um evento real, com uma significância estimada de pelo menos 5,1 sigma [3] ou um nível de confiança de 99,99994%. [48] ​​Picos de onda correspondentes foram vistos em Livingston sete milissegundos antes de chegarem a Hanford. As ondas gravitacionais se propagam na velocidade da luz, e a disparidade é consistente com o tempo de viagem da luz entre os dois locais. [3] As ondas viajaram à velocidade da luz por mais de um bilhão de anos. [49]

No momento do evento, o detector de ondas gravitacionais de Virgem (perto de Pisa, Itália) estava offline e passando por uma atualização se estivesse online, provavelmente seria sensível o suficiente para também detectar o sinal, o que teria melhorado muito o posicionamento do evento. [4] GEO600 (perto de Hannover, Alemanha) não foi sensível o suficiente para detectar o sinal. [3] Consequentemente, nenhum desses detectores foi capaz de confirmar o sinal medido pelos detectores LIGO. [4]

Origem astrofísica Editar

O evento aconteceu a uma distância de luminosidade de 440 +160
-180 megaparsecs [1]: 6 (determinado pela amplitude do sinal), [4] ou 1,4 ± 0,6 bilhões de anos-luz, correspondendo a um redshift cosmológico de 0,093 +0,030
-0,036 (intervalos de 90% de credibilidade). A análise do sinal junto com o redshift inferido sugeriu que ele foi produzido pela fusão de dois buracos negros com massas de 35 +5
-3 vezes e 30 +3
−4 vezes a massa do Sol (no quadro de origem), resultando em um buraco negro pós-fusão de 62 +4
-3 massas solares. [1]: 6 A massa-energia das massas solares ausentes 3,0 ± 0,5 foi irradiada na forma de ondas gravitacionais. [3]

Durante os 20 milissegundos finais da fusão, a potência das ondas gravitacionais irradiadas atingiu um pico de cerca de 3,6 × 10 49 watts ou 526dBm - 50 vezes maior [50] do que a potência combinada de toda a luz irradiada por todas as estrelas no universo observável. [3] [4] [15] [16]

Ao longo da duração de 0,2 segundos do sinal detectável, a velocidade tangencial relativa (orbital) dos buracos negros aumentou de 30% para 60% da velocidade da luz. A frequência orbital de 75 Hz (metade da frequência da onda gravitacional) significa que os objetos estavam orbitando uns aos outros a uma distância de apenas 350 km no momento em que se fundiram. As mudanças de fase na polarização do sinal permitiram o cálculo da frequência orbital dos objetos, e tomadas em conjunto com a amplitude e o padrão do sinal, permitiram o cálculo de suas massas e, portanto, de suas velocidades finais extremas e separação orbital (distâncias) quando eles se fundiram. Essa informação mostrou que os objetos deveriam ser buracos negros, pois qualquer outro tipo de objeto conhecido com essas massas teria sido fisicamente maior e, portanto, se fundiu antes desse ponto, ou não teria atingido tais velocidades em uma órbita tão pequena. A maior massa de estrelas de nêutrons observada é de duas massas solares, com um limite superior conservador para a massa de uma estrela de nêutrons estável de três massas solares, de modo que um par de estrelas de nêutrons não teria massa suficiente para explicar a fusão (a menos que exótico existem alternativas, por exemplo, estrelas bóson), [2] [3] enquanto um par de estrela de nêutron buraco negro teria se fundido antes, resultando em uma frequência orbital final que não era tão alta. [3]

A queda da forma de onda após atingir o pico foi consistente com as oscilações amortecidas de um buraco negro conforme ele relaxava para uma configuração final mesclada. [3] Embora o movimento inspiral de binários compactos possa ser bem descrito a partir de cálculos pós-newtonianos, [51] o estágio de fusão do campo gravitacional forte só pode ser resolvido em plena generalidade por simulações de relatividade numérica em grande escala. [52] [53] [54]

No modelo e na análise aprimorados, o objeto pós-fusão é considerado um buraco negro de Kerr giratório com um parâmetro de rotação de 0,68 +0,05
-0,06, [1] ou seja, um com 2/3 do momento angular máximo possível para sua massa.

As duas estrelas que formaram os dois buracos negros provavelmente se formaram cerca de 2 bilhões de anos após o Big Bang, com massas entre 40 e 100 vezes a massa do Sol. [55] [56]

Localização no céu Editar

Os instrumentos de ondas gravitacionais são monitores de todo o céu com pouca capacidade de resolver os sinais espacialmente. Uma rede de tais instrumentos é necessária para localizar a fonte no céu por meio de triangulação. Com apenas os dois instrumentos LIGO no modo observacional, a localização da fonte do GW150914 só poderia ser confinada a um arco no céu. Isso foi feito por meio da análise de 6,9 ​​+0,5
-0,4 ms de retardo de tempo, junto com amplitude e consistência de fase em ambos os detectores. Esta análise produziu uma região confiável de 150 graus 2 com uma probabilidade de 50% ou 610 graus 2 com uma probabilidade de 90% localizada principalmente no hemisfério celestial do sul, [2]: 7: fig 4 na direção aproximada de (mas muito mais longe do que) as Nuvens de Magalhães. [4] [11]

Edição de observação de raios gama coincidente

O Telescópio Espacial Fermi Gamma-ray relatou que seu instrumento Gamma-Ray Burst Monitor (GBM) detectou uma rajada fraca de raios gama acima de 50 keV, começando 0,4 segundos após o evento LIGO e com uma região de incerteza posicional sobreposta à observação LIGO. A equipe Fermi calculou a probabilidade de tal evento ser o resultado de uma coincidência ou ruído em 0,22%. [58] No entanto, uma explosão de raios gama não seria esperada, e as observações do instrumento todo-céu SPI-ACS do telescópio INTEGRAL indicaram que qualquer emissão de energia em raios gama e raios X duros do evento foi inferior a um milionésimo de a energia emitida como ondas gravitacionais, o que “exclui a possibilidade de o evento estar associado a uma radiação gama substancial, dirigida ao observador”. Se o sinal observado pelo Fermi GBM fosse genuinamente astrofísico, o INTEGRAL teria indicado uma detecção clara com uma significância de 15 sigma acima da radiação de fundo. [59] O telescópio espacial AGILE também não detectou uma contraparte de raios gama do evento. [60]

Uma análise de acompanhamento por um grupo independente, lançada em junho de 2016, desenvolveu uma abordagem estatística diferente para estimar o espectro do transiente de raios gama. Ele concluiu que os dados do Fermi GBM não mostravam evidências de uma explosão de raios gama e eram radiação de fundo ou um albedo da Terra transiente em uma escala de tempo de 1 segundo. [61] [62] Uma refutação desta análise de acompanhamento, no entanto, apontou que o grupo independente deturpou a análise do artigo original do Fermi GBM Team e, portanto, interpretou mal os resultados da análise original. A refutação reafirmou que a probabilidade de falsa coincidência é calculada empiricamente e não é refutada pela análise independente. [63] [64]

Não se espera que as fusões de buracos negros do tipo que tenham produzido o evento de onda gravitacional produzam explosões de raios gama, já que não se espera que os binários de buracos negros de massa estelar tenham grandes quantidades de matéria orbital. Avi Loeb teorizou que se uma estrela massiva está girando rapidamente, a força centrífuga produzida durante seu colapso levará à formação de uma barra giratória que se divide em dois aglomerados densos de matéria com uma configuração de haltere que se torna um buraco negro binário, e em No final do colapso da estrela, ele dispara uma explosão de raios gama. [65] [66] Loeb sugere que o atraso de 0,4 segundo é o tempo que a explosão de raios gama levou para cruzar a estrela, em relação às ondas gravitacionais. [66] [67]

Outras observações de acompanhamento Editar

A área da fonte reconstruída foi alvo de observações de acompanhamento cobrindo comprimentos de onda de rádio, óptico, infravermelho próximo, raio X e raio gama, juntamente com pesquisas por neutrinos coincidentes. [2] No entanto, como o LIGO ainda não havia iniciado sua corrida científica, o aviso a outros telescópios foi adiado. [ citação necessária ]

O telescópio ANTARES não detectou nenhum candidato a neutrino em ± 500 segundos de GW150914. O Observatório de Neutrinos IceCube detectou três candidatos a neutrino em ± 500 segundos de GW150914. Um evento foi encontrado no céu do sul e dois no céu do norte. Isso era consistente com a expectativa dos níveis de detecção de fundo. Nenhum dos candidatos era compatível com a área de confiança de 90% do evento de incorporação. [68] Embora nenhum neutrino tenha sido detectado, a falta de tais observações forneceu um limite na emissão de neutrino deste tipo de evento de onda gravitacional. [68]

As observações feitas pela Swift Gamma-Ray Burst Mission de galáxias próximas na região de detecção, dois dias após o evento, não detectaram nenhuma nova fonte de raios-X, ótica ou ultravioleta. [69]

Edição de anúncio

O anúncio da detecção foi feito em 11 de fevereiro de 2016 [4] em uma entrevista coletiva em Washington, DC por David Reitze, o diretor executivo do LIGO, [6] com um painel formado por Gabriela González, Rainer Weiss e Kip Thorne, do LIGO e France A. Córdova, diretor da NSF. [4] Barry Barish fez a primeira apresentação desta descoberta para um público científico simultaneamente com o anúncio público. [70]

O anúncio inicial foi publicado durante a coletiva de imprensa em Cartas de revisão física, [3] com outros artigos publicados logo depois [19] ou imediatamente disponíveis em forma de pré-impressão. [71]

Prêmios e reconhecimento Editar

Em maio de 2016, a colaboração total, e em particular Ronald Drever, Kip Thorne e Rainer Weiss, receberam o Prêmio Especial de Revelação em Física Fundamental para a observação de ondas gravitacionais. [72] Drever, Thorne, Weiss e a equipe de descoberta do LIGO também receberam o Prêmio Gruber em Cosmologia. [73] Drever, Thorne e Weiss também foram premiados com o 2016 Shaw Prize in Astronomy [74] [75] e o 2016 Kavli Prize in Astrophysics. [76] Barish recebeu o Prêmio Enrico Fermi 2016 da Sociedade Física Italiana (Società Italiana di Fisica). [77] Em janeiro de 2017, a porta-voz do LIGO, Gabriela González, e a equipe do LIGO receberam o Prêmio Bruno Rossi 2017. [78]

O Prêmio Nobel de Física de 2017 foi concedido a Rainer Weiss, Barry Barish e Kip Thorne "por contribuições decisivas para o detector LIGO e a observação de ondas gravitacionais". [79]

A observação foi anunciada como inaugurando uma era revolucionária da astronomia de ondas gravitacionais. [80] Antes desta detecção, astrofísicos e cosmologistas eram capazes de fazer observações com base na radiação eletromagnética (incluindo luz visível, raios-X, microondas, ondas de rádio, raios gama) e entidades semelhantes a partículas (raios cósmicos, ventos estelares, neutrinos , e assim por diante). Eles têm limitações significativas - a luz e outras radiações podem não ser emitidas por muitos tipos de objetos e também podem ser obscurecidas ou escondidas atrás de outros objetos. Objetos como galáxias e nebulosas também podem absorver, reemitir ou modificar a luz gerada dentro ou atrás deles, e estrelas compactas ou exóticas podem conter material escuro e silencioso no rádio e, como resultado, há pouca evidência de sua presença além de suas interações gravitacionais. [81] [82]

Expectativas de detecção de eventos futuros de fusão binária Editar

Em 15 de junho de 2016, o grupo LIGO anunciou a observação de outro sinal de onda gravitacional, denominado GW151226. [83] O LIGO Avançado foi previsto para detectar mais cinco fusões de buracos negros como GW150914 em sua próxima campanha de observação de novembro de 2016 até agosto de 2017 (descobriu-se que eram sete), e então 40 fusões de estrelas binárias a cada ano, além de um número desconhecido de fontes de ondas gravitacionais mais exóticas, algumas das quais podem não ser previstas pela teoria atual. [11]

Espera-se que as atualizações planejadas dobrem a relação sinal-ruído, expandindo o volume do espaço no qual eventos como o GW150914 podem ser detectados por um fator de dez. Além disso, o Advanced Virgo, o KAGRA e um possível terceiro detector LIGO na Índia estenderão a rede e melhorarão significativamente a reconstrução da posição e a estimativa dos parâmetros das fontes. [3]

A Antena Espacial do Interferômetro Laser (LISA) é uma missão de observação baseada no espaço proposta para detectar ondas gravitacionais. Com a faixa de sensibilidade proposta do LISA, binários de fusão como GW150914 seriam detectáveis ​​cerca de 1000 anos antes de eles se fundirem, fornecendo uma classe de fontes anteriormente desconhecidas para este observatório se eles existirem dentro de cerca de 10 megaparsecs. [19] LISA Pathfinder, a missão de desenvolvimento de tecnologia da LISA, foi lançada em dezembro de 2015 e demonstrou que a missão LISA é viável. [84]

Um modelo atual prevê que o LIGO detectará aproximadamente 1000 fusões de buracos negros por ano após atingir a sensibilidade total planejada para 2020. [55] [56]

Lições para evolução estelar e astrofísica Editar

As massas dos dois buracos negros pré-fusão fornecem informações sobre a evolução estelar. Ambos os buracos negros eram mais massivos do que os buracos negros de massa estelar previamente descobertos, que foram inferidos de observações binárias de raios-X. Isso implica que os ventos estelares de suas estrelas progenitoras devem ter sido relativamente fracos e, portanto, que a metalicidade (fração de massa dos elementos químicos mais pesados ​​que o hidrogênio e o hélio) deve ter sido inferior a cerca de metade do valor solar. [19]

O fato de que os buracos negros pré-fusão estavam presentes em um sistema estelar binário, bem como o fato de que o sistema era compacto o suficiente para se fundir dentro da idade do universo, restringe a evolução estelar binária ou cenários de formação dinâmica, dependendo de como o buraco negro binário foi formado. Um número significativo de buracos negros deve receber chutes natais baixos (a velocidade que um buraco negro ganha em sua formação em um evento de supernova de colapso do núcleo), caso contrário, o buraco negro se formando em um sistema estelar binário seria ejetado e um evento como GW seria impedido. [19] A sobrevivência de tais binários, através de fases de envelope comum de alta rotação em estrelas progenitoras massivas, pode ser necessária para sua sobrevivência. [ esclarecimento necessário ] A maioria das últimas previsões de modelos de buracos negros estão de acordo com essas restrições adicionais. [ citação necessária ]

A descoberta do evento de fusão GW aumenta o limite inferior da taxa de tais eventos e descarta certos modelos teóricos que previam taxas muito baixas de menos de 1 Gpc −3 ano −1 (um evento por gigaparsec cúbico por ano). [3] [19] A análise resultou na redução da taxa de limite superior anterior em eventos como GW150914 de

140 Gpc −3 anos −1 a 17 +39
−13 Gpc −3 ano −1. [85]

Impacto na observação cosmológica futura Editar

A medição da forma de onda e amplitude das ondas gravitacionais de um evento de fusão de buraco negro torna possível a determinação precisa de sua distância. O acúmulo de dados de fusão de buracos negros de eventos cosmologicamente distantes pode ajudar a criar modelos mais precisos da história da expansão do universo e da natureza da energia escura que o influencia. [86] [87]

O universo mais antigo é opaco, pois o cosmos era tão energético que a maior parte da matéria era ionizada e os fótons eram espalhados por elétrons livres. [88] No entanto, essa opacidade não afetaria as ondas gravitacionais daquela época, então se elas ocorressem em níveis fortes o suficiente para serem detectados nesta distância, isso permitiria uma janela para observar o cosmos além do universo visível atual. A astronomia de ondas gravitacionais, portanto, pode algum dia permitir a observação direta da história mais antiga do universo. [3] [18] [19] [20] [21]

Testes de relatividade geral Editar

As propriedades fundamentais inferidas, massa e spin, do buraco negro pós-fusão eram consistentes com as dos dois buracos negros pré-fusão, seguindo as previsões da relatividade geral. [7] [8] [9] Este é o primeiro teste da relatividade geral no regime de campo muito forte. [3] [18] Nenhuma evidência pôde ser estabelecida contra as previsões da relatividade geral. [18]

A oportunidade foi limitada neste sinal para investigar as interações da relatividade geral mais complexas, como caudas produzidas por interações entre a onda gravitacional e o plano de fundo curvo do espaço-tempo. Embora seja um sinal moderadamente forte, é muito menor do que o produzido por sistemas de pulsar binário. No futuro, sinais mais fortes, em conjunto com detectores mais sensíveis, poderiam ser usados ​​para explorar as intrincadas interações das ondas gravitacionais, bem como para melhorar as restrições aos desvios da relatividade geral. [18]

Velocidade das ondas gravitacionais e limite da possível massa do gráviton Editar

A velocidade das ondas gravitacionais (vg) é previsto pela relatividade geral como a velocidade da luz (c) [89] A extensão de qualquer desvio desta relação pode ser parametrizada em termos da massa do gráviton hipotético. O gráviton é o nome dado a uma partícula elementar que atuaria como o portador de força da gravidade, nas teorias quânticas sobre a gravidade. Espera-se que ela não tenha massa se, como parece, a gravitação tiver um alcance infinito. (Isso ocorre porque quanto mais massivo é um bóson de calibre, mais curto é o alcance da força associada, pois com o alcance infinito do eletromagnetismo, que é devido ao fóton sem massa, o alcance infinito da gravidade implica que qualquer partícula portadora de força associada também não teria massa.) Se o gráviton não tivesse massa, as ondas gravitacionais se propagariam abaixo da velocidade da luz, com frequências mais baixas (ƒ) sendo mais lento do que as frequências mais altas, levando à dispersão das ondas do evento de fusão. [18] Essa dispersão não foi observada. [18] [28] As observações da inspiração melhoram ligeiramente (inferior) o limite superior da massa do gráviton das observações do Sistema Solar para 2,1 × 10 −58 kg, correspondendo a 1,2 × 10 −22 eV /c 2 ou um comprimento de onda Compton (λg) de mais de 10 13 km, aproximadamente 1 ano-luz. [3] [18] Usando a menor frequência observada de 35 Hz, isso se traduz em um limite inferior em vg de modo que o limite superior de 1-vg /c é


Buracos Negros

A solução de Schwarzschild costuma ser considerada uma & # 39solução exata para as equações de campo de Einstein & # 39 que descreve o campo gravitacional em torno de uma massa esférica e se tornou um pilar da física contemporânea. A premissa central das equações de campo de Einstein relaciona a curvatura espaço-temporal local em torno de um corpo primário, enquanto a solução de Schwarzschild emprega uma aproximação de campo fraco em que a gravidade é linearizada e os corpos secundários estão em queda livre em um espaço euclidiano plano em torno de uma massa primária esférica.

Além disso, a solução de Schwarzschild diverge dos princípios da relatividade das seguintes maneiras:
(i) Ele emprega um espaço euclidiano plano em torno de uma massa primária esférica.
(ii) Ele emprega um novo recurso o raio de Schwarzschild, Rs, do horizonte de eventos do buraco negro, não encontrado na Relatividade Geral.
(iii) Emprega a energia hamiltoniana de um sistema.
(iv) Não emprega o fator de Lorentz da Relatividade Geral e Especial.
(v) A solução de Schwarzschild foi verificada empiricamente, entretanto, as equações cosmológicas da Equação de Campo de Einstein não foram verificadas e permanecem especulativas.

Pode-se concluir que a solução de Schwarzschild foi verificada e é um modelo físico distinto, ao invés de uma simplificação ou derivação da relatividade.


Ondas gravitacionais e ondas gravitacionais Sourcestwo ☆, ☆☆

A recente descoberta da explosão de ondas gravitacionais GW150914 marca a chegada de uma nova era da astronomia de ondas gravitacionais, que fornece uma nova janela para estudar a física de um campo gravitacional forte, estrelas extremamente massivas, processos de energia extremamente alta e universo extremamente primitivo. Neste artigo, apresentamos os caracteres básicos das ondas gravitacionais na relatividade geral de Einstein & # x27s, seus efeitos observacionais e principais mecanismos de geração, incluindo a rotação de estrelas de nêutrons, evolução de sistemas binários e geração espontânea no universo inflacionário. Fontes diferentes produzem ondas gravitacionais em frequências bastante diferentes, que podem ser detectadas por métodos diferentes. Na faixa de frequência mais baixa (f & lt 10-15 Hz), a detecção depende principalmente da observação da polarização do modo B da radiação cósmica de fundo de microondas. Na faixa de frequência média (10-9 & lt f & lt 10 -6 Hz), as ondas gravitacionais são detectadas analisando os resíduos de temporização de pulsares de milissegundos. E na faixa de alta frequência (10 - 4 & lt f & lt 10 4 Hz), eles podem ser detectados pelos interferômetros a laser baseados no espaço e no solo. Em particular, nos concentramos nas principais características, métodos de detecção, status de detecção e as perspectivas futuras para várias fontes importantes, incluindo as fontes contínuas (por exemplo, as estrelas de nêutrons girando e sistemas binários estáveis), as fontes de explosão (por exemplo, o supernovas, e a fusão do sistema binário), e os fundos estocásticos gerados pelo processo astrofísico e cosmológico. Além disso, prevemos os avanços potenciais na astronomia de ondas gravitacionais no futuro próximo, e os projetos chineses que podem envolver essas descobertas.


Assista o vídeo: BEGRIJP zwaartekrachtsgolven, Nobelprijs 2017 12 (Dezembro 2022).