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A transient gravitational-wave signal, GW150914, was identified in the
twin Advanced LIGO detectors on 2015 September 2015 at 09: 50: 45 UTC.
To assess the implications of this discovery, the detectors remained in
operation with unchanged configurations over a period of 39 days around
the time of the signal. At the detection statistic threshold
corresponding to that observed for GW150914, our search of the 16 days
of simultaneous two-detector observational data is estimated to have a
false-alarm rate (FAR) of <4.9 x 10(-6) yr(-1), yielding a p-value for
GW150914 of <2 x 10(-7). Parameter estimation follow-up on this trigger
identifies its source as a binary black hole (BBH) merger with component
masses (m(1), m(2)) = (36(-4)(+5), 29(-4)(+4))M-circle dot at redshift z
= 0.09(-0.04)(+0.03) (median and 90\% credible range). Here, we report
on the constraints these observations place on the rate of BBH
coalescences. Considering only GW150914, assuming that all BBHs in the
universe have the same masses and spins as this event, imposing a search
FAR threshold of 1 per 100 years, and assuming that the BBH merger rate
is constant in the comoving frame, we infer a 90\% credible range of
merger rates between 2-53 Gpc(-3) yr(-1)(comoving frame). Incorporating
all search triggers that pass a much lower threshold while accounting
for the uncertainty in the astrophysical origin of each trigger, we
estimate a higher rate, ranging from 13-600 Gpc(-3) yr(-1) depending on
assumptions about the BBH mass distribution. All together, our various
rate estimates fall in the conservative range 2-600 Gpc(-3) yr(-1).
THE RATE OF BINARY BLACK HOLE MERGERS INFERRED FROM ADVANCED LIGO
OBSERVATIONS SURROUNDING GW150914
Abbott, B. P.;Abbott;Acernese, F.;Ackley;Adhikari, R. X.;Adya;Agatsuma, K.;Aggarwal, A.;Ajith, P.;Allen;Anderson, S. B.;Anderson;Arceneaux, C. C.;Areeda;Ascenzi, S.;Ashton;Aufmuth, P.;Aulbert, M. K. M.;Baker, P. T.;Baldaccini;Ballmer, S. W.;Barayoga;Barker, D.;Barone;Barsuglia, M.;Barta, R.;Basti, A.;Batch;Bazzan, M.;Behnke;Berger, B. K.;Bergman;Bersanetti, D.;Bertolini;Bhandare, R.;Bilenko;Birney, R.;Biscans, C.;Bizouard, M. A.;Blackburn, D. G.;Blair, R. M.;Bloemen;Boer, M.;Bogaert;Bond, C.;Bondu;Boschi, V.;Bose;Bradaschia, C.;Brady;Brau, J. E.;Briant;Brisson, V.;Brockill;Brown, D. D.;Brown;Bulik, T.;Bulten, C.;Byer, R. L.;Cadonati;Calderon Bustillo, J.;Callister, B.;Cannon, K. C.;Cao;Caudill, S.;Cavaglia;Cella, G.;Cepeda;Cesarini, E.;Chakraborty;Chamberlin, S. J.;Chan;Chassande Mottin, E.;Chen;Chincarini, A.;Chiummo, H.;Christensen, N.;Chu, G.;Clara, F.;Clark;Cohadon, P. F.;Colla;Corbitt, T. R.;Cornish, C. A.;Coughlin, M. W.;Coughlin;Countryman, S. T.;Couvares;Cowart, M. J.;Coyne;Creighton, J. D. E.;Cripe;D'Antonio, S.;Danzmann;Dave, I.;Daveloza, E. J.;Day, R.;De;Degallaix, J.;De Laurentis;Denker, T.;Dent;Rosa, R.;DeRosa, M. C.;Di Fiore, L.;Di Giovanni;S.;Di Palma, I.;Di Virgilio;V.;Donovan, F.;Dooley;Downes, T. P.;Drago;Du, Z.;Ducrot, M. C.;Effler, A.;Eggenstein, J.;Eikenberry, S. S.;Engels;Evans, M.;Evans;Fafone, V.;Fair;Farinon, S.;Farr;Ferrini, F.;Fidecaro, R. P.;Flaminio, R.;Fletcher, D.;Franco, S.;Frasca;Freise, A.;Frey;Frolov, V. V.;Fulda;Gair, J. R.;Gammaitoni;Gatto, A.;Gaur;Genin, E.;Gennai;Ghosh, Archisman;Ghosh;Giazotto, A.;Gill, R.;Gondan, L.;Gonzalez;Gopakumar, A.;Gordon;Gosselin, M.;Gouaty;Granata, M.;Grant;Green, A. C.;Groot, M.;Guo, X.;Gupta;Gustafson, E. K.;Gustafson;Hall, E. D.;Hammond;Hanna, C.;Hannam;Harms, J.;Harry, M. T.;Haster, C. J.;Haughian, M. C.;Heitmann, H.;Hello;Heng, I. S.;Hennig;Hild, S.;Hoak;Holt, K.;Holz;Hough, J.;Houston, S.;Huerta, E. A.;Huet;Huttner, S. H.;Huynh Dinh;Ingram, D. R.;Inta;Islas, G.;Isogai, T.;Jang, H.;Jani;Jonker, R. J. G.;Ju;Kalogera, V.;Kandhasamy;Karki, S.;Kasprzack;Kaufer, S.;Kaur;Kehl, M. S.;Keitel;Kennedy, R.;Key;Khan, I.;Khan, N.;Kim, C.;Kim;Kim, Y. M.;King;Kissel, J. S.;Kleybolte;Kokeyama, K.;Koley;Korobko, M.;Korth;Kringel, V.;Krishnan, G.;Kumar, P.;Kuo;Landry, M.;Lange, A.;Lazzaro, C.;Leaci;Lee, C. H.;Lee;Leonardi, M.;Leong, Y.;Levine, B. M.;Li, B.;Lockerbie, N. A.;Logue, E.;Lorenzini, M.;Loriette;Lough, J. D.;Lueck;Lynch, R.;Ma;Maclnnis, M.;Macleod;Mageswaran, M.;Majorana;Man, N.;Mandel, G. L.;Manske, M.;Mantovani;Marka, S.;Marka;Martelli, F.;Martellini;Martynov, D. V.;Marx;Massinger, T. J.;Masso Reid;Mcclelland, D. E.;McCormick;Mclver, J.;McManus;Meadors, G. D.;Meidam;Meshkov, S.;Messenger;Mezzani, F.;Miao, E. E.;Milano, L.;Miller;Ming, J.;Mirshekari;Mitrofanov, V. P.;Mitselmakher;Mohan, M.;Mohapatra;Moore, C. J.;Moraru;Mossavi, K.;Mours;Mueller, G.;Muir, D. J.;Murray, P. G.;Mytidis;Naticchioni, L.;Nayak;Nelemans, G.;Neri, T.;Nielsen, A. B.;Nissanke;Nolting, D.;Normandin;Ochsner, E.;O'Dell;Oh, S. H.;Ohme;Richard J.;O'Reilly, B.;O'Shaughnessy;Ottens, R. S.;Overmier, A.;Palamos, J. R.;Palashov;Pan, H.;Pankow;Paoletti, F.;Paoli, W.;Pascucci, D.;Pasqualetti;Passuello, D.;Patricelli;Pedraza, M.;Pedurand, S.;Perreca, A.;Phelps;Pinto, I. M.;Pitkin;Porter, E. K.;Post;Premachandra, S. S.;Prestegard;Prijatelj, M.;Post;Premachandra, S. S.;Prestegard;Prijatelj, M.;Principe;Prokhorov, L.;Puncken, M.;Qi, H.;Qin;Raffai, P.;Raja;Raymond, V.;Razzano;Regimbau, T.;Rei;Reyes, S. D.;Ricci, R.;Robinet, F.;Rocchi;Roma, V. J.;Romano;Rosinska, D.;Rowan;Sachdev, S.;Sadecki;Saleem, M.;Salemi, L.;Sanchez, E. J.;Sandberg, R.;Sassolas, B.;Sathyaprakash;Sauter, O.;Savage;Schilling, R.;Schmidt;Schofield, R. M. S.;Schoenbeck, D.;Schutz, B. F.;Scott;Sengupta, A. S.;Sentenac;Serna, G.;Setyawati;Shah, S.;Shahriar, B.;Shawhan, P.;Sheperd, D. M.;Siellez, K.;Siemens;Simakov, D.;Singer;Singhal, A.;Sintes, R.;Smith, N. D.;Smith;Sorrentino, F.;Souradeep, A.;Steinke, M.;Steinlechner;Steinmeyer, D.;Stephens;Strain, K. A.;Straniero;Strigin, S.;Sturani;Sun, L.;Sutton, J.;Tacca, M.;Talukder;Tarabrin, S. P.;Taracchini, P.;Thorne, K. A.;Thorne;Tiwari, V.;Tokmakov;Torres, C. V.;Torrie;Traylor, G.;Trifiro, M.;Turconi, M.;Tuyenbayev, C. S.;Urban, A. L.;Usman, G.;Valdes, G.;Vallisneri, M.;van den Brand, J. F. J.;Van den Broeck;D. C.;van der Schaaf, L.;van Heijningen;A. A.;Vardaro, M.;Vass;Vecchio, A.;Vedovato;Venkateswara, K.;Verkindt;Vinciguerra, S.;Vine, T.;Vocca, H.;Vorvick;Vyatchanin, S. P.;Wade;Walker, M.;Wallace;Wang, M.;Wang;Was, M.;Weaver, J.;Weiss, R.;Welborn;Westphal, T.;Wette;Whiting, B. F.;Williams, L.;Willke, B.;Wimmer;Wittel, H.;Woan;Yablon, J.;Yam;Yu, H.;Yvert, M.;Zendri, J. P.;Zevin;Zhang, M.;Zhang, X. J.;Zucker, M. E.;Zuraw;Collaboration, Scientific;Vigro;MARCHESONI, Fabio
2016-01-01
Abstract
A transient gravitational-wave signal, GW150914, was identified in the
twin Advanced LIGO detectors on 2015 September 2015 at 09: 50: 45 UTC.
To assess the implications of this discovery, the detectors remained in
operation with unchanged configurations over a period of 39 days around
the time of the signal. At the detection statistic threshold
corresponding to that observed for GW150914, our search of the 16 days
of simultaneous two-detector observational data is estimated to have a
false-alarm rate (FAR) of <4.9 x 10(-6) yr(-1), yielding a p-value for
GW150914 of <2 x 10(-7). Parameter estimation follow-up on this trigger
identifies its source as a binary black hole (BBH) merger with component
masses (m(1), m(2)) = (36(-4)(+5), 29(-4)(+4))M-circle dot at redshift z
= 0.09(-0.04)(+0.03) (median and 90\% credible range). Here, we report
on the constraints these observations place on the rate of BBH
coalescences. Considering only GW150914, assuming that all BBHs in the
universe have the same masses and spins as this event, imposing a search
FAR threshold of 1 per 100 years, and assuming that the BBH merger rate
is constant in the comoving frame, we infer a 90\% credible range of
merger rates between 2-53 Gpc(-3) yr(-1)(comoving frame). Incorporating
all search triggers that pass a much lower threshold while accounting
for the uncertainty in the astrophysical origin of each trigger, we
estimate a higher rate, ranging from 13-600 Gpc(-3) yr(-1) depending on
assumptions about the BBH mass distribution. All together, our various
rate estimates fall in the conservative range 2-600 Gpc(-3) yr(-1).
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simulazione ASN
Il report seguente simula gli indicatori relativi alla propria produzione scientifica in relazione alle soglie ASN 2023-2025 del proprio SC/SSD. Si ricorda che il superamento dei valori soglia (almeno 2 su 3) è requisito necessario ma non sufficiente al conseguimento dell'abilitazione. La simulazione si basa sui dati IRIS e sugli indicatori bibliometrici alla data indicata e non tiene conto di eventuali periodi di congedo obbligatorio, che in sede di domanda ASN danno diritto a incrementi percentuali dei valori. La simulazione può differire dall'esito di un’eventuale domanda ASN sia per errori di catalogazione e/o dati mancanti in IRIS, sia per la variabilità dei dati bibliometrici nel tempo. Si consideri che Anvur calcola i valori degli indicatori all'ultima data utile per la presentazione delle domande.
La presente simulazione è stata realizzata sulla base delle specifiche raccolte sul tavolo ER del Focus Group IRIS coordinato dall’Università di Modena e Reggio Emilia e delle regole riportate nel DM 589/2018 e allegata Tabella A. Cineca, l’Università di Modena e Reggio Emilia e il Focus Group IRIS non si assumono alcuna responsabilità in merito all’uso che il diretto interessato o terzi faranno della simulazione. Si specifica inoltre che la simulazione contiene calcoli effettuati con dati e algoritmi di pubblico dominio e deve quindi essere considerata come un mero ausilio al calcolo svolgibile manualmente o con strumenti equivalenti.