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We present direct upper limits on continuous gravitational wave emission from the Vela pulsar using data from the Virgo detector's second science run. These upper limits have been obtained using three independent methods that assume the gravitational wave emission follows the radio timing. Two of the methods produce frequentist upper limits for an assumed known orientation of the star's spin axis and value of the wave polarization angle of, respectively, 1.9 x 10(-24) and 2.2 x 10(-24), with 95% confidence. The third method, under the same hypothesis, produces a Bayesian upper limit of 2.1 x 10(-24), with 95% degree of belief. These limits are below the indirect spin-down limit of 3.3 x 10(-24) for the Vela pulsar, defined by the energy loss rate inferred from observed decrease in Vela's spin frequency, and correspond to a limit on the star ellipticity of similar to 10(-3). Slightly less stringent results, but still well below the spin-down limit, are obtained assuming the star's spin axis inclination and the wave polarization angles are unknown.
BEATING THE SPIN-DOWN LIMIT ON GRAVITATIONAL WAVE EMISSION FROM THE VELA PULSAR
Abadie J.;Abbott B. P.;Abbott R.;Abernathy M.;Accadia T.;Acernese F.;Adams C.;Adhikari R.;Affeldt C.;Allen B.;Allen G. S.;Ceron E. Amador;Amariutei D.;Amin R. S.;Anderson S. B.;Anderson W. G.;Antonucci F.;Arai K.;Arain M. A.;Araya M. C.;Aston S. M.;Astone P.;Atkinson D.;Aufmuth P.;Aulbert C.;Aylott B. E.;Babak S.;Baker P.;Ballardin G.;Ballmer S.;Barker D.;Barnum S.;Barone F.;Barr B.;Barriga P.;Barsotti L.;Barsuglia M.;Barton M. A.;Bartos I.;Bassiri R.;Bastarrika M.;BASTI, ANDREA;Bauchrowitz J.;Bauer Th S.;Behnke B.;Bejger M.;Beker M. G.;Bell A. S.;Belletoile A.;Belopolski I.;Benacquista M.;Bertolini A.;Betzwieser J.;Beveridge N.;Beyersdorf P. T.;Bilenko I. A.;Billingsley G.;Birch J.;Birindelli S.;Biswas R.;Bitossi M.;Bizouard M. A.;Black E.;Blackburn J. K.;Blackburn L.;Blair D.;Bland B.;Blom M.;Bock O.;Bodiya T. P.;Bogan C.;Bondarescu R.;Bondu F.;Bonelli L.;Bonnand R.;Bork R.;Born M.;BOSCHI, VALERIO;Bose S.;Bosi L.;Bouhou B.;Boyle M.;Braccini S.;Bradaschia C.;Brady P. R.;Braginsky V. B.;Brau J. E.;Breyer J.;Bridges D. O.;Brillet A.;Brinkmann M.;Brisson V.;Britzger M.;Brooks A. F.;Brown D. A.;Brummit A.;Budzynski R.;Bulik T.;Bulten H. J.;Buonanno A.;Burguet Castell J.;Burmeister O.;Buskulic D.;Buy C.;Byer R. L.;Cadonati L.;Cagnoli G.;Cain J.;Calloni E.;Camp J. B.;Campagna E.;Campsie P.;Cannizzo J.;Cannon K.;Canuel B.;Cao J.;Capano C.;Carbognani F.;Caride S.;Caudill S.;Cavaglia M.;Cavalier F.;Cavalieri R.;Cella G.;Cepeda C.;Cesarini E.;Chaibi O.;Chalermsongsak T.;Chalkley E.;Charlton P.;Chassande Mottin E.;Chelkowski S.;Chen Y.;Chincarini A.;Christensen N.;Chua S. S. Y.;Chung C. T. Y.;Chung S.;Clara F.;Clark D.;Clark J.;Clayton J. H.;Cleva F.;Coccia E.;Colacino C. N.;Colas J.;Colla A.;Colombini M.;Conte R.;Cook D.;Corbitt T. R.;Cornish N.;Corsi A.;Costa C. A.;Coughlin M.;Coulon J. P.;Coward D. M.;Coyne D. C.;Creighton J. D. E.;Creighton T. D.;Cruise A. M.;Culter R. M.;Cumming A.;Cunningham L.;Cuoco E.;Dahl K.;Danilishin S. L.;Dannenberg R.;D'Antonio S.;Danzmann K.;Das K.;Dattilo V.;Daudert B.;Daveloza H.;Davier M.;Davies G.;Daw E. J.;Day R.;Dayanga T.;De Rosa R.;DeBra D.;Debreczeni G.;Degallaix J.;del Prete M.;Dent T.;Dergachev V.;DeRosa R.;DeSalvo R.;Dhurandhar S.;Di Fiore L.;DI LIETO, ALBERTO;Di Palma I.;Emilio M. Di Paolo;Di Virgilio A.;Diaz M.;Dietz A.;Donovan F.;Dooley K. L.;Dorsher S.;Douglas E. S. D.;Drago M.;Drever R. W. P.;Driggers J. C.;Dumas J. C.;Dwyer S.;Eberle T.;Edgar M.;Edwards M.;Effler A.;Ehrens P.;Engel R.;Etzel T.;Evans M.;Evans T.;Factourovich M.;Fafone V.;Fairhurst S.;Fan Y.;Farr B. F.;Fazi D.;Fehrmann H.;Feldbaum D.;FERRANTE, ISIDORO;FIDECARO, FRANCESCO;Finn L. S.;Fiori I.;Flaminio R.;Flanigan M.;Foley S.;Forsi E.;Forte L. A.;Fotopoulos N.;Fournier J. D.;Franc J.;Frasca S.;Frasconi F.;Frede M.;Frei M.;Frei Z.;Freise A.;Frey R.;Fricke T. T.;Friedrich D.;Fritschel P.;Frolov V. V.;Fulda P.;Fyffe M.;Galimberti M.;Gammaitoni L.;Garcia J.;Garofoli J. A.;Garufi F.;Gaspar M. E.;Gemme G.;Genin E.;Gennai A.;Ghosh S.;Giaime J. A.;Giampanis S.;Giardina K. D.;Giazotto A.;Gill C.;Goetz E.;Goggin L. M.;Gonzalez G.;Gorodetsky M. L.;Gossler S.;Gouaty R.;Graef C.;Granata M.;Grant A.;Gras S.;Gray C.;Greenhalgh R. J. S.;Gretarsson A. M.;Greverie C.;Grosso R.;Grote H.;Grunewald S.;Guidi G. M.;Guido C.;Gupta R.;Gustafson E. K.;Gustafson R.;Hage B.;Hallam J. M.;Hammer D.;Hammond G.;Hanks J.;Hanna C.;Hanson J.;Harms J.;Harry G. M.;Harry I. W.;Harstad E. D.;Hartman M. T.;Haughian K.;Hayama K.;Hayau J. F.;Hayler T.;Heefner J.;Heitmann H.;Hello P.;Hendry M. A.;Heng I. S.;Heptonstall A. W.;Herrera V.;Hewitson M.;Hild S.;Hoak D.;Hodge K. A.;Holt K.;Hong T.;Hooper S.;Hosken D. J.;Hough J.;Howell E. J.;Huet D.;Hughey B.;Husa S.;Huttner S. H.;Ingram D. R.;Inta R.;Isogai T.;Ivanov A.;Jaranowski P.;Johnson W. W.;Jones D. I.;Jones G.;Jones R.;Ju L.;Kalmus P.;Kalogera V.;Kandhasamy S.;Kanner J. B.;Katsavounidis E.;Katzman W.;Kawabe K.;Kawamura S.;Kawazoe F.;Kells W.;Kelner M.;Keppel D. G.;Khalaidovski A.;Khalili F. Y.;Khazanov E. A.;Kim H.;Kim N.;King P. J.;Kinzel D. L.;Kissel J. S.;Klimenko S.;Kondrashov V.;Kopparapu R.;Koranda S.;Korth W. Z.;Kowalska I.;Kozak D.;Kringel V.;Krishnamurthy S.;Krishnan B.;Krolak A.;Kuehn G.;Kumar R.;Kwee P.;Landry M.;Lantz B.;Lastzka N.;Lazzarini A.;Leaci P.;Leong J.;Leonor I.;Leroy N.;Letendre N.;Li J.;Li T. G. F.;Liguori N.;Lindquist P. E.;Lockerbie N. A.;Lodhia D.;Lorenzini M.;Loriette V.;Lormand M.;Losurdo G.;Lu P.;Luan J.;Lubinski M.;Lueck H.;Lundgren A. P.;Macdonald E.;Machenschalk B.;MacInnis M.;Mageswaran M.;Mailand K.;Majorana E.;Maksimovic I.;Man N.;Mandel I.;Mandic V.;Mantovani M.;Marandi A.;Marchesoni F.;Marion F.;Marka S.;Marka Z.;Maros E.;Marque J.;Martelli F.;Martin I. W.;Martin R. M.;Marx J. N.;Mason K.;Masserot A.;Matichard F.;Matone L.;Matzner R. A.;Mavalvala N.;McCarthy R.;McClelland D. E.;McGuire S. C.;McIntyre G.;McKechan D. J. A.;Meadors G.;Mehmet M.;Meier T.;Melatos A.;Melissinos A. C.;Mendell G.;Mercer R. A.;Merill L.;Meshkov S.;Messenger C.;Meyer M. S.;Miao H.;Michel C.;Milano L.;Miller J.;Minenkov Y.;Mino Y.;Mitrofanov V. P.;Mitselmakher G.;Mittleman R.;Miyakawa O.;Moe B.;Moesta P.;Mohan M.;Mohanty S. D.;Mohapatra S. R. P.;Moraru D.;Moreno G.;Morgado N.;Morgia A.;Mosca S.;Moscatelli V.;Mossavi K.;Mours B.;Mow Lowry C. M.;Mueller G.;Mukherjee S.;Mullavey A.;Mueller Ebhardt H.;Munch J.;Murray P. G.;Nash T.;Nawrodt R.;Nelson J.;Neri I.;Newton G.;Nishida E.;Nishizawa A.;Nocera F.;Nolting D.;Ochsner E.;O'Dell J.;Ogin G. H.;Oldenburg R. G.;O'Reilly B.;O'Shaughnessy R.;Osthelder C.;Ott C. D.;Ottaway D. J.;Ottens R. S.;Overmier H.;Owen B. J.;Page A.;Pagliaroli G.;Palladino L.;Palomba C.;Pan Y.;Pankow C.;Paoletti F.;Papa M. A.;Parameswaran A.;Pardi S.;Parisi M.;Pasqualetti A.;PASSAQUIETI, ROBERTO;Passuello D.;Patel P.;Pathak D.;Pedraza M.;Pekowsky L.;Penn S.;Peralta C.;Perreca A.;Persichetti G.;Phelps M.;Pichot M.;Pickenpack M.;Piergiovanni F.;Pietka M.;Pinard L.;Pinto I. M.;Pitkin M.;Pletsch H. J.;Plissi M. V.;Podkaminer J.;POGGIANI, ROSA;Poeld J.;Postiglione F.;Prato M.;Predoi V.;Price L. R.;Prijatelj M.;Principe M.;Privitera S.;Prix R.;Prodi G. A.;Prokhorov L.;Puncken O.;Punturo M.;Puppo P.;Quetschke V.;Raab F. J.;Rabeling D. S.;Racz I.;Radkins H.;Raffai P.;Rakhmanov M.;Ramet C. R.;Rankins B.;Rapagnani P.;Raymond V.;Re V.;Redwine K.;Reed C. M.;Reed T.;Regimbau T.;Reid S.;Reitze D. H.;Ricci F.;Riesen R.;Riles K.;Roberts P.;Robertson N. A.;Robinet F.;Robinson C.;Robinson E. L.;Rocchi A.;Roddy S.;Rolland L.;Rollins J.;Romano J. D.;Romano R.;Romie J. H.;Rosinska D.;Roever C.;Rowan S.;Ruediger A.;Ruggi P.;Ryan K.;Sakata S.;Sakosky M.;Salemi F.;Salit M.;Sammut L.;Sancho de la Jordana L.;Sandberg V.;Sannibale V.;Santamaria L.;Santiago Prieto I.;Santostasi G.;Saraf S.;Sassolas B.;Sathyaprakash B. S.;Sato S.;Satterthwaite M.;Saulson P. R.;Savage R.;Schilling R.;Schlamminger S.;Schnabel R.;Schofield R. M. S.;Schulz B.;Schutz B. F.;Schwinberg P.;Scott J.;Scott S. M.;Searle A. C.;Seifert F.;Sellers D.;Sengupta A. S.;Sentenac D.;Sergeev A.;Shaddock D. A.;Shaltev M.;Shapiro B.;Shawhan P.;Weerathunga T. Shihan;Shoemaker D. H.;Sibley A.;Siemens X.;Sigg D.;Singer A.;Singer L.;Sintes A. M.;Skelton G.;Slagmolen B. J. J.;Slutsky J.;Smith J. R.;Smith M. R.;Smith N. D.;Smith R.;Somiya K.;Sorazu B.;Soto J.;Speirits F. C.;Sperandio L.;Stefszky M.;Stein A. J.;Steinlechner J.;Steinlechner S.;Steplewski S.;Stochino A.;Stone R.;Strain K. A.;Strigin S.;Stroeer A. S.;Sturani R.;Stuver A. L.;Summerscales T. Z.;Sung M.;Susmithan S.;Sutton P. J.;Swinkels B.;Szokoly G. P.;Tacca M.;Talukder D.;Tanner D. B.;Tarabrin S. P.;Taylor J. R.;Taylor R.;Thomas P.;Thorne K. A.;Thorne K. S.;Thrane E.;Thuering A.;Titsler C.;Tokmakov K. V.;TONCELLI, ALESSANDRA;TONELLI, MAURO;Torre O.;Torres C.;Torrie C. I.;Tournefier E.;Travasso F.;Traylor G.;Trias M.;Tseng K.;Turner L.;Ugolini D.;Urbanek K.;Vahlbruch H.;Vaishnav B.;Vajente G.;Vallisneri M.;van den Brand J. F. J.;Van den Broeck C.;van der Putten S.;van der Sluys M. V.;van Veggel A. A.;Vass S.;Vasuth M.;Vaulin R.;Vavoulidis M.;Vecchio A.;Vedovato G.;Veitch J.;Veitch P. J.;Veltkamp C.;Verkindt D.;Vetrano F.;Vicere A.;Villar A. E.;Vinet J. Y.;Vocca H.;Vorvick C.;Vyachanin S. P.;Waldman S. J.;Wallace L.;Wanner A.;Ward R. L.;Was M.;Wei P.;Weinert M.;Weinstein A. J.;Weiss R.;Wen L.;Wen S.;Wessels P.;West M.;Westphal T.;Wette K.;Whelan J. T.;Whitcomb S. E.;White D.;Whiting B. F.;Wilkinson C.;Willems P. A.;Williams H. R.;Williams L.;Willke B.;Winkelmann L.;Winkler W.;Wipf C. C.;Wiseman A. G.;Woan G.;Wooley R.;Worden J.;Yablon J.;Yakushin I.;Yamamoto H.;Yamamoto K.;Yang H.;Yeaton Massey D.;Yoshida S.;Yu P.;Yvert M.;Zanolin M.;Zhang L.;Zhang Z.;Zhao C.;Zotov N.;Zucker M. E.;Zweizig J.;Buchner S.;Hotan A.;Palfreyman J.
2011-01-01
Abstract
We present direct upper limits on continuous gravitational wave emission from the Vela pulsar using data from the Virgo detector's second science run. These upper limits have been obtained using three independent methods that assume the gravitational wave emission follows the radio timing. Two of the methods produce frequentist upper limits for an assumed known orientation of the star's spin axis and value of the wave polarization angle of, respectively, 1.9 x 10(-24) and 2.2 x 10(-24), with 95% confidence. The third method, under the same hypothesis, produces a Bayesian upper limit of 2.1 x 10(-24), with 95% degree of belief. These limits are below the indirect spin-down limit of 3.3 x 10(-24) for the Vela pulsar, defined by the energy loss rate inferred from observed decrease in Vela's spin frequency, and correspond to a limit on the star ellipticity of similar to 10(-3). Slightly less stringent results, but still well below the spin-down limit, are obtained assuming the star's spin axis inclination and the wave polarization angles are unknown.
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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.