重力波観測のリスト

起源と命名法

2015年にLIGOによる重力波の直接観測が開始され^[1]、重力波天文学において重要な役割を果たしている。LIGOはこれまでのすべての重力波の検出に関与しており、2017年8月にはVirgoが加わった。 ^[2]

「O1、O2 など」と名付けられた LIGO と VIRGO の共同観測実行は数か月に及び、その間に機器の感度と範囲を向上するために数か月間のメンテナンスとアップグレードが行われます。これらの実行期間中、機器は重力波を検出できます。

最初の実行であるO1は、2015年9月12日から2016年1月19日まで実行され、最初の重力波検出に成功しました。O2は、2016年11月30日から2017年8月25日まで、より長期間実行されました。^[3] O3は2019年4月1日に開始され、メンテナンスとアップグレードのため2019年9月30日に一時的に中断されたため、O3aと呼ばれています。O3bは実行の再開を示し、2019年11月1日に開始されました。COVID -19パンデミックのため^[4]、 O3は予定より早く終了を余儀なくされました。^[5] O4は2023年5月24日に開始されました。当初は3月に予定されていましたが、プロジェクトでは機器を安定させるためにさらに時間が必要でした。

O4観測期間は、O5観測期間のさらなるアップグレード計画を受けて、1年から18か月に延長された。^[2]^[6]更新された観測計画は公式ウェブサイトで公開されており、これらの観測期間の最新情報が掲載されている。^[6] 2024年1月から3月にかけて2か月間の休止期間が予定されており、その後O4の残りの期間の観測が再開される。^[7]

重力波イベントは接頭辞GWで始まる名前が付けられ、イベントアラートをトリガーしたが（まだ）確認されていない観測は接頭辞Sで始まる名前が付けられます。^{[8] 6桁の数字はイベントの日付を示し、最初の2桁は年、真ん中の2桁は月、最後の2桁は観測日を表します。これは、}ガンマ線バーストなどの他の種類の天文イベント観測の体系的な命名と似ています。

重力波イベントとして確実に特定されない可能性のある検出は、LVT（「LIGO-Virgoトリガー」）と呼ばれます。既知の重力波イベントは、2つのブラックホール（BH）、2つの中性子星（NS）、またはブラックホールと中性子星（BHNS）の合体から発生します。^[9]^[10]一部のオブジェクトは、予測される最大中性子星質量（トールマン-オッペンハイマー-フォルコフ限界）と最小の既知のブラックホールの間の質量ギャップ内にあります。

重力波イベントのリスト

LIGOとVirgoのイベント
O1 & O2/2015-2017 イベント
2023年のO4までのイベントの距離と質量

二元合体イベントの一覧^[11]^[12]

候補イベントと限界検出

パルサーのタイミングを観測することでナノヘルツ波を検出できる可能性はあるが、2023年現在、5シグマ^{[アップデート]}レベルの信頼度では確認されていない。^[59]

O1とO2からの限界検出

上記の十分に制約された検出に加えて、LIGO と Virgo によって、可能性のある信号の重要度の低い検出がいくつか行われました。それらの特性は、ノイズである可能性が 50% 未満の検出のみを含めて、以下にリストされています。

2019年3月観測候補

観測実行O3/2019以降、観測はオープンパブリックアラートとして公開され、イベントのマルチメッセンジャー観測が容易になりました。 ^[63]^[64]^[65]候補イベントの記録は、重力波候補イベントデータベース（GraceDB）から直接アクセスできます。^[66] 2019年4月1日、3回目の観測実行の開始が、パブリックアラートトラッカーで公開された回覧で発表されました。^[67]最初のO3/2019バイナリブラックホール検出アラートは、2019年4月8日に放送されました。 LIGOによって検出されたO3候補イベントのかなりの割合は、Virgoでの対応するトリガーを伴います。

誤報率はまちまちで、半数以上のイベントで誤報率が 20 年に 1 回を超えており、信号周辺の不具合の存在、前景の電磁気的不安定性、地震活動、および 3 つの LIGO-Virgo 機器のいずれかの運用状況によって異なります。たとえば、イベント S190421ar と S190425z は、それぞれ Virgo と LIGO のハンフォードサイトでは検出されませんでした。

LIGO/Virgo共同研究チームは、パフォーマンスの向上と将来の計画の準備のため、2019年10月の間観測を一時停止したが、その結果、その月には信号は検出されなかった。^[68]

日本の神岡重力波検出器（KAGRA ）は2020年2月25日に稼働を開始し、 ^[69]将来の重力波信号の検出と位置特定が改善される可能性があります。^[70]しかし、KAGRAはLIGOやVirgoのようにGraceDBに信号をリアルタイムで報告していないため、観測結果はO3の終わりまで公開されない可能性があります。

LIGO-Virgo共同研究チームは、 COVID-19パンデミックによる健康上の懸念から、2020年3月27日にO3実験を早期に終了した。^[5]^[71]

未確認のO3イベントアラートのリスト^[11]^[12]

2023年4月からの観測候補

2022年6月15日、LIGOはO4観測ランを2023年3月に開始すると発表した。^[80]日付が近づくにつれ、技術的な課題により観測ランは2023年5月に延期された。^[81 ] LIGO、Virgo、KAGRAの感度を評価するためのエンジニアリングランは4月に始まり、ハンフォード検出器の最初の運用は4月29日に始まり、^[82]リビングストン検出器とVirgo検出器の最初の運用は5月5日に始まった。^[83]

2023年3月7日、中性子星の合体と一致するガンマ線バーストがフェルミ望遠鏡によって検出され、GRB 230307Aと命名されました。約296 Mpc離れたホスト銀河から発生したと特定されたこのバーストは、3か月後のO4の開始までに検出器が中性子星の合体に対して160 Mpcの感度を達成しただけであったため、当時LIGOが稼働していたとしても、せいぜいかろうじて検出できただけだった可能性があります。

2023年5月15日のエンジニアリングランの終了間際に、LIGOはO4を2023年5月24日に開始し、最大2か月のメンテナンスを挟んで20か月間稼働させると発表しました。 LIGOの検出器は当初、中性子星の合体に対する期待された160〜190 Mpcの感度を達成できなかったが、O3の100〜140 Mpcを超える130〜150 Mpcの感度を達成し、その後、2023年後半までに両方の検出器でほぼ160 Mpcに改善された。Virgoは、損傷したミラーと他の新しい未知のノイズ源の両方があることが判明したため、感度はわずか31〜35 Mpcに制限されています（2017年のO2での性能と同程度で、O3の40〜50 Mpcよりも低い）。その結果、Virgoは2023年のほとんどを試運転に費やし、2024年3月までにO4に加わる前に感度を向上させる期限が設けられました。 KAGRAは7月に運転再開する前に計画されていた1Mpcの感度を達成し、2024年初頭までに感度を10Mpcに向上させて再稼働させる計画である。しかし、 2024年1月1日にマグニチュード7.5の_能登地震がKAGRAからわずか103キロメートル（64マイル）の地点で発生し、検出器の高感度機器が損傷し、開発が少なくとも数か月遅れることになった。

2023年5月18日、エンジニアリングランの終わり近く、O4本番直前に、最初の重力波イベント候補が検出されました。ランの公式開始前にさらに4つが検出されました。10月に、LIGOは、ノイズを減らし、検出器の稼働時間を改善することを目的とした、ラン中盤の試運転休止のため、2024年1月から3月までの間、計画的に休止することを発表しました。

O4b の実行は、感度 55 Mpc の Virgo 検出器の追加により 2024 年 4 月に開始されました。Livingston 検出器は 170-175 Mpc に感度が向上し、Hanford 検出器はブレーク前の 155-160 Mpc の感度を維持しました。O5 に必要な技術の遅れなど、さまざまな要因により、2024 年 6 月に O4 を数か月延長して 2025 年 6 月まで延長することが決定され、O5 は 2027 年後半または 2028 年初頭に開始される予定です。

O4イベントアラートのリスト

参照

GRB 150101B は、aLIGO O1 (2015年9月12日開始) より前に観測された弱いガンマ線バーストのトリガーであり、モデルによってサポートされている可能性のある中性子星の合体GW170817 / GRB 170817A / AT2017gfoとの類似性が主張されています。

注記

^ GW イベントの検出日は、その指定によって示されます。つまり、イベント GW150914 は 2015-09-14 に検出されました。
^ 発生源を特定できるとされる、比較的広く遠い空の領域。
^ 1 Mpc は約 3.26 Mlyです。
^ c ² M _☉は約 1.8 × 10 ³ foe、1.8 × 10 ⁴⁷ J、1.8 × 10 ⁵⁴ erg、4.3 × 10 ⁴⁶ cal、1.7 × 10 ⁴⁴ BTU、5.0 × 10 ⁴⁰ kWh、または TNT 火薬換算で 4.3 × 10 ³⁷ トンに相当します。
^ チャープ質量は、インスパイラル重力波形の進化に最も関連のある連星パラメータであり、したがって最も正確に測定できる質量です。チャープ質量は、連星質量の幾何平均と関連しますが、それよりも小さく、したがって、質量が同じ場合は約 87%、1 桁異なる場合は約 78% の範囲になります。 $(m_{geo})$ $m_{geo}\left({\frac {m_{geo}}{m_{1}+m_{2}}}\right)^{1/5}$ $m_{geo}$
^ 無次元有効インスパイラルスピンパラメータは、次の式で表されます。 ^[13] ここで、はブラックホールの質量、はブラックホールのスピン、は軌道角運動量と合体するブラックホールのスピンの間の角度です（整列している場合はから反整列している場合はの範囲）。これは、軌道軸に整列したブラックホールのスピンの成分の質量加重線形結合であり^[13]^[12]、-1 から 1 の範囲の値を持ちます（両極端は、ブラックホールのスピンがそれぞれ軌道角運動量と正確に反整列および整列している状況に対応します）。^[14]これは、インスパイラル重力波形の進化に最も関連のあるスピンパラメータであり、合体前のブラックホールのスピンパラメータよりも正確に測定できます。^[15] ${\frac {m_{1}a_{1}cos\theta _{LS_{1}}+m_{2}a_{2}cos\theta _{LS_{2}}}{m_{1}+m_{2}}},$ $m$ $a$ $\theta_{LS}$ $0$ $\pi$
^ ブラックホールの無次元スピンパラメータ c J / G M²の値は、0 から最大 1 までの範囲です。孤立した天体ブラックホール (電荷を持たないブラックホール)のマクロ的な特性は、その質量とスピンによって完全に決定されます。他の天体では、1 を超える可能性があります。中性子星で知られている最大値は ≤ 0.4 であり、一般的に使用される状態方程式では、その値は 0.7 未満に制限されます。^[16] $a=$
^ スピン推定値は0.26+0.52
−0.24^[17 ]
^ スピン推定値は0.32+0.54
−0.29^[17 ]
^ 合体後3.7秒間続いた下降スピンダウン重力波チャープに基づくと、 0.92秒後にカーブラックホールへの遅延重力崩壊で超大質量中性子星が生成された。 ^[27] ^[28]
^ 合体中に発生した重力波による質量損失に加え、この現象によって0.05 ± 0.02M☉ _の物質。^[29]
^ 1 Mpc は約 3.26 Mlyです。
^ どの機器がこの現象を観測したか。(H = LIGO ハンフォード、L = LIGO リビングストン、V = Virgo)
^ 発生源を特定できる空の領域。
^ 1 Mpc は約 3.26 Mlyです。
^ どの機器がこの現象を観測したか。(H = LIGO ハンフォード、L = LIGO リビングストン、V = Virgo)
^ この有意なランダム信号が O3 の 11 か月間の実行中にいずれかの時点で発生する可能性。1 - (1 - 誤報率 (Hz)) ^28,512,000で計算されます。これは、特定の信号が「本物」であるかどうかの確率ではありません。背景汚染 (地震など) も統計的に有意な信号を引き起こす可能性があり、4 つの検出が O3 でランダムに発生する確率は 50% を超えますが、これらの信号のいずれも本物ではない可能性は 19.4% しかありません。
^ 両方の成分の質量が 3 M未満である確率_☉
^一方の成分 _の質量が 3 M未満であり、もう一方の成分の質量が 5 Mを超える確率 _☉
^両方の成分の質量が 5 Mを超える確率_☉
^ 少なくとも1つの成分が3-5 M _☉の範囲の質量を持つ確率。これは既知の中性子星とブラックホールの質量の中間で、時には「低い」質量ギャップと呼ばれる範囲である。
^ 発生源が地球上のものか宇宙外のものかの可能性（例えば、前景のノイズや信号（例えば「ノイズ」）または技術的/体系的なエラー（「グリッチ」））
^ abc 以下のイベントは pAstro が 50% を超えていますが、有意性が低いため、LIGO-Virgo コラボレーションによって検証されていません。これらのイベントの多くは本物である可能性がありますが、少なくとも一部は偽陽性である可能性があります:
2023 年 5 月: S230524b (BBH、pAstro = 0.725)、S230525a (BBH、pAstro = 0.724)、S230527bv (BBH、pAstro = 0.882)、S230528a (NSMG、pAstro = 0.643)、S230528bt (BBH、pAstro = 0.880)
6月：S230604z (BBH、pAstro = 0.748)、S230606z (BBH、pAstro = 0.835)、S230609a (BBH、pAstro = 0.956)、S230615av (BBH、pAstro = 0.912)、 S230615az (BNS、pAstro = 0.847)、S230623at (BBH、pastro = 0.707)、S230628aj (BBH、pAstro = 0.694)
7月：S230704bd (BBH、pAstro = 0.755)、S230711b (BBH、pAstro = 0.792)、S230716o (BBH、pAstro = 0.750)、S230725am (BBH、pAstro = 0.502)、S230728ap (BBH、pAstro = 0.940)
8月：S230822ac (BBH、pAstro = 0.813)、S230830q (BBH、 pAstro = 0.923)
9 月: S230902af (BBH、pAstro = 0.798)、S230904bg (BBH、pAstro = 0.688)
10月：S231004bq (BBH、pAstro = 0.708)、S231007w (BBH、pAstro = 0.746)、S231025a (BNS、pAstro = 0.588)、S231025ap (BBH、pAstro = 0.830)
11月: S231124z (BBH、pAstro = 0.647)
12月: S231223bg (BBH、pAstro = 0.690)
2024年1月: S240116p (BBH、pAstro = 0.789)
4月: S240407v (BBH、pAstro = 0.882)、S240420dc (BBH、pAstro = 0.887)、S240427am (BBH、pAstro = 0.639)
5月：S240513cx (BBH、pAstro = 0.738)、S240525dy (BBH、pAstro = 0.885)、S240526ak (BBH、pAstro = 0.626)、S240527dh (BBH、pAstro = 0.915)、S240531aa (BBH、pAstro = 0.905)
6月：S240613z (BBH、pAstro = 0.923)、S240619z (BBH、pAstro = 0.739)、 S240621ch (BBH、pAstro = 0.680)、S240627co (BBH、pAstro = 0.713)
7月: S240701bn (BBH、pAstro = 0.824)
9月: S240901ew (BBH、pAstro = 0.881)、S240907ah (BBH、pAstro = 0.910)、S240913bs (BBH、pAstro = 0.875)、S240914db (BBH、pAstro = 0.608)、S240915aw (BBH、pAstro = 0.678)、S240921s (BBH、pAstro = 0.736)、S240921cs (BBH、pAstro = 0.702
) S241031cn (BBH、pAstro = 0.583)
11月：S241101s (BBH、pAstro = 0.800)、S241106ae (BBH、pAstro = 0.927)、S241111u (BBH、pAstro = 0.703)、S241115cn (BBH、pastro = 0.626)
^ 発生源を特定できる空の領域。
^ 1 Mpc は約 3.26 Mlyです。
^ どの機器がこの現象を観測したか。(H = LIGO ハンフォード、L = LIGO リビングストン、V = Virgo)
^ この有意なランダム信号が O4 の 20 か月間の実行中にいずれかの時点で発生する可能性。1 - (1 - 誤報率 (Hz)) ^57,456,000で計算されます。これは、特定の信号が「本物」であるかどうかの確率ではありません。O4 にランダムノイズが発生し、最終的に特定の有意レベルに達する可能性が 90% あるとしても、同じ期間にそのようなノイズが 100 回別々に発生する可能性は依然として非常に低いです (この例では、約 0.0026%)。
^ 両方の成分の質量が 3 M未満である確率_☉
^一方の成分 _の質量が 3 M未満であり、もう一方の成分の質量が 5 Mを超える確率 _☉
^両方の成分の質量が 5 Mを超える確率_☉
^ 少なくとも1つの成分が3-5 M _☉の範囲の質量を持つ確率。これは既知の中性子星とブラックホールの質量の中間で、時には「低い」質量ギャップと呼ばれる範囲である。
^ 発生源が地球上のものか宇宙外のものかの可能性（例えば、前景のノイズや信号（例えば「ノイズ」）または技術的/体系的なエラー（「グリッチ」））

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外部リンク

「検出」。LIGO。
動画 (3:10): LIGO Orrey (2018 年 12 月 1 日) YouTubeより

[13] GW イベントの検出日は、その指定によって示されます。つまり、イベント GW150914 は 2015-09-14 に検出されました。

[14] 発生源を特定できるとされる、比較的広く遠い空の領域。

[15] 1 Mpc は約 3.26 Mlyです。

[16] ² M _☉は約 1.8 × 10 ³ foe、1.8 × 10 ⁴⁷ J、1.8 × 10 ⁵⁴ erg、4.3 × 10 ⁴⁶ cal、1.7 × 10 ⁴⁴ BTU、5.0 × 10 ⁴⁰ kWh、または TNT 火薬換算で 4.3 × 10 ³⁷ トンに相当します。

[17] チャープ質量は、インスパイラル重力波形の進化に最も関連のある連星パラメータであり、したがって最も正確に測定できる質量です。チャープ質量は、連星質量の幾何平均と関連しますが、それよりも小さく、したがって、質量が同じ場合は約 87%、1 桁異なる場合は約 78% の範囲になります。 $(m_{geo})$ $m_{geo}\left({\frac {m_{geo}}{m_{1}+m_{2}}}\right)^{1/5}$ $m_{geo}$

[21] 無次元有効インスパイラルスピンパラメータは、次の式で表されます。 ^[13] ここで、はブラックホールの質量、はブラックホールのスピン、は軌道角運動量と合体するブラックホールのスピンの間の角度です（整列している場合はから反整列している場合はの範囲）。これは、軌道軸に整列したブラックホールのスピンの成分の質量加重線形結合であり^[13]^[12]、-1 から 1 の範囲の値を持ちます（両極端は、ブラックホールのスピンがそれぞれ軌道角運動量と正確に反整列および整列している状況に対応します）。^[14]これは、インスパイラル重力波形の進化に最も関連のあるスピンパラメータであり、合体前のブラックホールのスピンパラメータよりも正確に測定できます。^[15] ${\frac {m_{1}a_{1}cos\theta _{LS_{1}}+m_{2}a_{2}cos\theta _{LS_{2}}}{m_{1}+m_{2}}},$ $m$ $a$ $\theta_{LS}$ $0$ $\pi$

[23] ブラックホールの無次元スピンパラメータ c J / G M²の値は、0 から最大 1 までの範囲です。孤立した天体ブラックホール (電荷を持たないブラックホール)のマクロ的な特性は、その質量とスピンによって完全に決定されます。他の天体では、1 を超える可能性があります。中性子星で知られている最大値は ≤ 0.4 であり、一般的に使用される状態方程式では、その値は 0.7 未満に制限されます。^[16] $a=$

[25] スピン推定値は0.26+0.52
−0.24^[17 ]

[26] スピン推定値は0.32+0.54
−0.29^[17 ]

[38] 合体後3.7秒間続いた下降スピンダウン重力波チャープに基づくと、 0.92秒後にカーブラックホールへの遅延重力崩壊で超大質量中性子星が生成された。 ^[27] ^[28]

[40] 合体中に発生した重力波による質量損失に加え、この現象によって0.05 ± 0.02M☉ _の物質。^[29]

[71] 1 Mpc は約 3.26 Mlyです。

[72] どの機器がこの現象を観測したか。(H = LIGO ハンフォード、L = LIGO リビングストン、V = Virgo)

[85] 発生源を特定できる空の領域。

[86] 1 Mpc は約 3.26 Mlyです。

[87] どの機器がこの現象を観測したか。(H = LIGO ハンフォード、L = LIGO リビングストン、V = Virgo)

[88] この有意なランダム信号が O3 の 11 か月間の実行中にいずれかの時点で発生する可能性。1 - (1 - 誤報率 (Hz)) ^28,512,000で計算されます。これは、特定の信号が「本物」であるかどうかの確率ではありません。背景汚染 (地震など) も統計的に有意な信号を引き起こす可能性があり、4 つの検出が O3 でランダムに発生する確率は 50% を超えますが、これらの信号のいずれも本物ではない可能性は 19.4% しかありません。

[89] 両方の成分の質量が 3 M未満である確率_☉

[90] ^一方の成分 _の質量が 3 M未満であり、もう一方の成分の質量が 5 Mを超える確率 _☉

[91] ^両方の成分の質量が 5 Mを超える確率_☉

[92] 少なくとも1つの成分が3-5 M _☉の範囲の質量を持つ確率。これは既知の中性子星とブラックホールの質量の中間で、時には「低い」質量ギャップと呼ばれる範囲である。

[93] 発生源が地球上のものか宇宙外のものかの可能性（例えば、前景のノイズや信号（例えば「ノイズ」）または技術的/体系的なエラー（「グリッチ」））

[low_significance_O4-106] 以下のイベントは pAstro が 50% を超えていますが、有意性が低いため、LIGO-Virgo コラボレーションによって検証されていません。これらのイベントの多くは本物である可能性がありますが、少なくとも一部は偽陽性である可能性があります:
2023 年 5 月: S230524b (BBH、pAstro = 0.725)、S230525a (BBH、pAstro = 0.724)、S230527bv (BBH、pAstro = 0.882)、S230528a (NSMG、pAstro = 0.643)、S230528bt (BBH、pAstro = 0.880)
6月：S230604z (BBH、pAstro = 0.748)、S230606z (BBH、pAstro = 0.835)、S230609a (BBH、pAstro = 0.956)、S230615av (BBH、pAstro = 0.912)、 S230615az (BNS、pAstro = 0.847)、S230623at (BBH、pastro = 0.707)、S230628aj (BBH、pAstro = 0.694)
7月：S230704bd (BBH、pAstro = 0.755)、S230711b (BBH、pAstro = 0.792)、S230716o (BBH、pAstro = 0.750)、S230725am (BBH、pAstro = 0.502)、S230728ap (BBH、pAstro = 0.940)
8月：S230822ac (BBH、pAstro = 0.813)、S230830q (BBH、 pAstro = 0.923)
9 月: S230902af (BBH、pAstro = 0.798)、S230904bg (BBH、pAstro = 0.688)
10月：S231004bq (BBH、pAstro = 0.708)、S231007w (BBH、pAstro = 0.746)、S231025a (BNS、pAstro = 0.588)、S231025ap (BBH、pAstro = 0.830)
11月: S231124z (BBH、pAstro = 0.647)
12月: S231223bg (BBH、pAstro = 0.690)
2024年1月: S240116p (BBH、pAstro = 0.789)
4月: S240407v (BBH、pAstro = 0.882)、S240420dc (BBH、pAstro = 0.887)、S240427am (BBH、pAstro = 0.639)
5月：S240513cx (BBH、pAstro = 0.738)、S240525dy (BBH、pAstro = 0.885)、S240526ak (BBH、pAstro = 0.626)、S240527dh (BBH、pAstro = 0.915)、S240531aa (BBH、pAstro = 0.905)
6月：S240613z (BBH、pAstro = 0.923)、S240619z (BBH、pAstro = 0.739)、 S240621ch (BBH、pAstro = 0.680)、S240627co (BBH、pAstro = 0.713)
7月: S240701bn (BBH、pAstro = 0.824)
9月: S240901ew (BBH、pAstro = 0.881)、S240907ah (BBH、pAstro = 0.910)、S240913bs (BBH、pAstro = 0.875)、S240914db (BBH、pAstro = 0.608)、S240915aw (BBH、pAstro = 0.678)、S240921s (BBH、pAstro = 0.736)、S240921cs (BBH、pAstro = 0.702
) S241031cn (BBH、pAstro = 0.583)
11月：S241101s (BBH、pAstro = 0.800)、S241106ae (BBH、pAstro = 0.927)、S241111u (BBH、pAstro = 0.703)、S241115cn (BBH、pastro = 0.626)

[107] 発生源を特定できる空の領域。

[108] 1 Mpc は約 3.26 Mlyです。

[109] どの機器がこの現象を観測したか。(H = LIGO ハンフォード、L = LIGO リビングストン、V = Virgo)

[110] この有意なランダム信号が O4 の 20 か月間の実行中にいずれかの時点で発生する可能性。1 - (1 - 誤報率 (Hz)) ^57,456,000で計算されます。これは、特定の信号が「本物」であるかどうかの確率ではありません。O4 にランダムノイズが発生し、最終的に特定の有意レベルに達する可能性が 90% あるとしても、同じ期間にそのようなノイズが 100 回別々に発生する可能性は依然として非常に低いです (この例では、約 0.0026%)。

[111] 両方の成分の質量が 3 M未満である確率_☉

[112] ^一方の成分 _の質量が 3 M未満であり、もう一方の成分の質量が 5 Mを超える確率 _☉

[113] ^両方の成分の質量が 5 Mを超える確率_☉

[114] 少なくとも1つの成分が3-5 M _☉の範囲の質量を持つ確率。これは既知の中性子星とブラックホールの質量の中間で、時には「低い」質量ギャップと呼ばれる範囲である。

[115] 発生源が地球上のものか宇宙外のものかの可能性（例えば、前景のノイズや信号（例えば「ノイズ」）または技術的/体系的なエラー（「グリッチ」））

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重力波観測のリスト

起源と命名法

重力波イベントのリスト

候補イベントと限界検出

O1とO2からの限界検出

2019年3月観測候補

2023年4月からの観測候補

参照

注記

参考文献

外部リンク

関連するトピック

このページには、観測された/候補となる重力波

2015年にLIGO

重力波天文学

Virgoが加わった。