GW170817

Coordenadas : Mapa del cielo 13 h 09 m 48,08 s , −23 ° 22 ′ 53,3 ″ GW 170817 fue una señal de onda gravitacional (GW) observada por los detectores LIGO y Virgo el 17 de agosto de 2017, que se originó en la galaxia elíptica de caparazón NGC 4993 . El GW fue producido por los últimos minutos de dos estrellas de neutrones que se acercan en espiral y finalmente se fusionan , y es la primera observación de GW que ha sido confirmada por medios no gravitacionales. [1] [2] A diferencia de las cinco detecciones de GW anteriores, que consistían en la fusión de agujeros negros que no se esperaba que produjeran una señal electromagnética detectable , [3] [4] [5] [a]las secuelas de esta fusión también fueron vistas por 70 observatorios en 7 continentes y en el espacio, a través del espectro electromagnético , lo que marca un avance significativo para la astronomía de múltiples mensajeros . [1] [7] [8] [9] [10] El descubrimiento y las observaciones posteriores de GW 170817 recibieron el premio Avance del año 2017 por la revista Science . [11] [12]

GW170817
GW170817 spectrograms.svg
La señal GW170817 medida por los detectores de ondas gravitacionales LIGO y Virgo
Otras designacionesGW170817
Tipo de eventoEvento de onda gravitacional Edita esto en Wikidata
InstrumentoLIGO , Virgo
Ascensión recta13 h 09 m 48.08 s [1]
Declinación−23 ° 22 ′ 53,3 ″ [1]
ÉpocaJ2000.0
Distancia40 megaparsecs (130  Mly )
Redshift0,0099 Edita esto en Wikidata
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La señal de la onda gravitacional, denominada GW 170817, tuvo una duración de aproximadamente 100 segundos, y muestra las características en intensidad y frecuencia esperadas de la inspiración de dos estrellas de neutrones. El análisis de la ligera variación en el tiempo de llegada del GW en las tres ubicaciones de los detectores (dos LIGO y un Virgo) arrojó una dirección angular aproximada a la fuente . Independientemente, la nave espacial Fermi e INTEGRAL detectó un estallido corto de rayos gamma (~ 2 segundos de duración) , designado GRB 170817A , comenzando 1,7 segundos después de la señal de fusión GW. [1] [13] [14] Estos detectores tienen una sensibilidad direccional muy limitada, pero indicaron una gran área del cielo que se superponía a la posición de la onda gravitacional. Ha sido una hipótesis de larga data que los estallidos cortos de rayos gamma son causados ​​por fusiones de estrellas de neutrones.

Luego se llevó a cabo una intensa campaña de observación para buscar la emisión esperada en longitudes de onda ópticas. Un transitorio astronómico designado AT 2017gfo (originalmente, SSS 17a ) fue encontrado, 11 horas después de la señal de la onda gravitacional, en la galaxia NGC 4993 [15] durante una búsqueda de la región indicada por la detección de GW. Fue observado por numerosos telescopios, desde radio a longitudes de onda de rayos X, durante los siguientes días y semanas, y se demostró que era una nube de material rico en neutrones que se movía y se enfriaba rápidamente, como se esperaba de los escombros expulsados ​​de un neutrón. -fusión de estrellas.

En octubre de 2018, los astrónomos informaron que GRB 150101B , un evento de explosión de rayos gamma detectado en 2015, puede ser análogo a GW 170817. Las similitudes entre los dos eventos, en términos de emisiones de rayos gamma , ópticos y de rayos X , también en cuanto a la naturaleza de las galaxias anfitrionas asociadas , se consideran "sorprendentes", y esta notable semejanza sugiere que los dos eventos separados e independientes pueden ser el resultado de la fusión de estrellas de neutrones, y ambos pueden ser una clase de kilonova desconocida hasta ahora . transitorios. Los eventos de Kilonova, por lo tanto, pueden ser más diversos y comunes en el universo de lo que se pensaba anteriormente, según los investigadores. [16] [17] [18] [19] En retrospectiva, GRB 160821B, otro evento de explosión de rayos gamma ahora se interpreta como otra kilonova, [20] por su semejanza de sus datos con GRB 170817A, [21] parte de el mensajero múltiple ahora denota GW170817.

Es la primera vez que observamos un evento astrofísico cataclísmico en ondas gravitacionales y ondas electromagnéticas: nuestros mensajeros cósmicos. [22]

David Reitze , director ejecutivo de LIGO

Las observaciones se anunciaron oficialmente el 16 de octubre de 2017 en conferencias de prensa en el National Press Club en Washington, DC y en la sede de ESO en Garching bei München en Alemania. [13] [14] [15]

Se filtró alguna información antes del anuncio oficial, a partir del 18 de agosto de 2017, cuando el astrónomo J. Craig Wheeler de la Universidad de Texas en Austin tuiteó "Nuevo LIGO. Fuente con contraparte óptica. ¡Váyase!". [5] Más tarde eliminó el tweet y se disculpó por no cumplir con el protocolo de anuncio oficial. Otras personas siguieron el rumor e informaron que los registros públicos de varios telescopios importantes enumeraban interrupciones prioritarias para observar NGC 4993 , una galaxia a 40  Mpc (130  Mly ) de distancia en la constelación de Hydra . [23] [24] La colaboración se había negado anteriormente a comentar sobre los rumores, sin agregar a un anuncio anterior que había varios factores desencadenantes bajo análisis. [25] [26]

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Impresión artística de la colisión de dos estrellas de neutrones. Ésta es una ilustración general, no específica de GW170817. ( 00:23 video .)

La señal de la onda gravitacional duró aproximadamente 100 segundos a partir de una frecuencia de 24  hercios . Cubrió aproximadamente 3,000 ciclos, aumentando en amplitud y frecuencia a unos pocos cientos de hercios en el patrón típico de chirrido inspiral , terminando con la colisión recibida a las 12:41 : 04.4  UTC . [2] : 2 Llegó primero al detector Virgo en Italia, luego 22 milisegundos más tarde al detector LIGO-Livingston en Louisiana, Estados Unidos, y otros 3 milisegundos más tarde al detector LIGO-Hanford en el estado de Washington, en el Estados Unidos. La señal se detectó y analizó mediante una comparación con una predicción de la relatividad general definida a partir de la expansión post-Newtoniana . [1] : 3

Una búsqueda automática por computadora del flujo de datos de LIGO-Hanford desencadenó una alerta para el equipo de LIGO aproximadamente 6 minutos después del evento. La alerta de rayos gamma ya se había emitido en este punto (16 segundos después del evento), [27] por lo que la sincronización de casi coincidencia se marcó automáticamente. El equipo LIGO / Virgo emitió una alerta preliminar (con solo la posición cruda de los rayos gamma) a los astrónomos en los equipos de seguimiento a los 40 minutos posteriores al evento. [28] [29]

La localización del cielo del evento requiere la combinación de datos de los tres interferómetros; esto se retrasó por dos problemas. Los datos de Virgo se retrasaron por un problema de transmisión de datos, y los datos de LIGO Livingston fueron contaminados por una breve ráfaga de ruido instrumental unos segundos antes del pico del evento, pero persistiendo en paralelo a la señal transitoria ascendente en las frecuencias más bajas. Estos requirieron análisis e interpolación manual antes de que se pudiera anunciar la ubicación del cielo aproximadamente 4.5 horas después del evento. [30] [29] Las tres detecciones localizaron la fuente en un área de 31 grados cuadrados en el cielo del sur con un 90% de probabilidad. Posteriormente, cálculos más detallados refinaron la localización dentro de los 28 grados cuadrados. [28] [2] En particular, la ausencia de una detección clara por parte del sistema Virgo implicaba que la fuente estaba en uno de los puntos ciegos de Virgo; esta ausencia de señal en los datos de Virgo contribuyó a reducir considerablemente el área de contención de la fuente. [31]

Concepto artístico: dos estrellas de neutrones se fusionan

La primera señal electromagnética detectada fue GRB 170817A, una breve ráfaga de rayos gamma detectada1,74 ± 0,05 s después del tiempo de fusión y con una duración de aproximadamente 2 segundos. [14] [23] [1] : 5

GRB 170817A fue descubierto por el telescopio espacial de rayos gamma Fermi , con una alerta automática emitida solo 14 segundos después de la detección de GRB. Después de la circular LIGO / Virgo 40 minutos más tarde, el procesamiento manual de datos del telescopio de rayos gamma INTEGRAL también detectó el mismo GRB. La diferencia en la hora de llegada entre Fermi e INTEGRAL ayudó a mejorar la localización del cielo.

Este GRB era relativamente débil dada la proximidad de la galaxia anfitriona NGC 4993 , posiblemente debido a que sus chorros no apuntaban directamente hacia la Tierra, sino a un ángulo de unos 30 grados hacia un lado. [15] [32]

Imagen del Hubble de NGC 4993 con recuadro que muestra GRB 170817A durante 6 días. Crédito: NASA y ESA
Curvas de luz ópticas
El cambio en los espectros ópticos y del infrarrojo cercano

Se emitió una serie de alertas a otros astrónomos, comenzando con un informe de la detección de rayos gamma y el disparo LIGO de detector único a las 13:21 UTC, y una ubicación del cielo de tres detectores a las 17:54 UTC. [28] Esto provocó una búsqueda masiva por parte de muchos telescopios de reconocimiento y robóticos . Además del gran tamaño esperado del área de búsqueda (aproximadamente 150 veces el área de una luna llena ), esta búsqueda fue desafiante porque el área de búsqueda estaba cerca del Sol en el cielo y, por lo tanto, visible durante como máximo unas pocas horas después del anochecer para cualquier telescopio dado. [29]

En total, seis equipos ( One-Meter, Two Hemispheres (1M2H) , DLT40, VISTA , Master, DECam , Observatorio Las Cumbres (Chile) tomaron imágenes de la misma nueva fuente de forma independiente en un intervalo de 90 minutos. [1] : 5 El primero en detectar la luz óptica asociada con la colisión fue el equipo 1M2H que ejecutó el Swope Supernova Survey , que lo encontró en una imagen de NGC 4993 tomada 10 horas y 52 minutos después del evento GW [14] [1] [33] por el metro de diámetro (3.3 pies) del telescopio Swope operando en el infrarrojo cercano en el Observatorio Las Campanas , Chile. También fueron los primeros en anunciarlo, nombrando su detección SSS 17a en una circular emitida 12 h 26 m después del evento. recibió una designación oficial de la Unión Astronómica Internacional (IAU) de AT 2017gfo .

El equipo de 1M2H examinó todas las galaxias en la región del espacio predicha por las observaciones de ondas gravitacionales e identificó un nuevo transitorio único. [32] [33] Al identificar la galaxia anfitriona de la fusión, es posible proporcionar una distancia precisa consistente con la basada únicamente en ondas gravitacionales. [1] : 5

La detección de la fuente óptica y del infrarrojo cercano proporcionó una gran mejora en la localización, reduciendo la incertidumbre de varios grados a 0,0001 grados; esto permitió que muchos grandes telescopios terrestres y espaciales siguieran la fuente durante los siguientes días y semanas. Horas después de la localización, se realizaron muchas observaciones adicionales en el espectro visible e infrarrojo. [33] Durante los días siguientes, el color de la fuente óptica cambió de azul a rojo a medida que la fuente se expandía y se enfriaba. [32]

Se observaron numerosos espectros ópticos e infrarrojos; Los primeros espectros eran casi sin rasgos distintivos, pero después de unos días, aparecieron rasgos amplios indicativos de material expulsado a aproximadamente el 10 por ciento de la velocidad de la luz. Hay varias líneas sólidas de evidencia de que AT 2017gfo es de hecho la secuela de GW 170817: la evolución del color y los espectros son dramáticamente diferentes de cualquier supernova conocida. La distancia de NGC 4993 es consistente con la estimada independientemente a partir de la señal GW. No se ha encontrado ningún otro transitorio en la región de localización del cielo de GW. Finalmente, varias imágenes de archivo previas al evento no muestran nada en la ubicación de AT 2017gfo, descartando una estrella variable en primer plano en la Vía Láctea. [1]

La fuente fue detectada en el ultravioleta (pero no en los rayos X) 15,3 horas después del evento por la Swift Gamma-Ray Burst Mission . [1] : 6 Después de la falta inicial de detecciones de rayos X y radio, la fuente fue detectada en rayos X 9 días después por el Observatorio de rayos X Chandra , [34] [35] y 16 días después en la radio por el Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) en Nuevo México . [15] Más de 70 observatorios que cubren el espectro electromagnético observaron la fuente. [15]

La luz de radio y rayos X continuó aumentando durante varios meses después de la fusión, [36] y se ha representado que está disminuyendo. [37] En septiembre de 2019, los astrónomos informaron haber obtenido una imagen óptica del resplandor [putativo] GW170817 por el Telescopio Espacial Hubble . [38] [39] En marzo de 2020, el Observatorio Chandra observó una emisión continua de rayos X en 5 sigma 940 días después de la fusión, exigiendo un mayor aumento o refutación de modelos anteriores que previamente se habían complementado con intervenciones post-hoc adicionales. . [40]

No se encontraron neutrinos consistentes con la fuente en las búsquedas de seguimiento realizadas por los observatorios de neutrinos IceCube y ANTARES y el Observatorio Pierre Auger . [2] [1] Una posible explicación para la no detección de neutrinos es que el evento se observó en un gran ángulo fuera del eje y, por lo tanto, el chorro de salida no se dirigió hacia la Tierra. [41] [42]

La señal de la onda gravitacional indicó que fue producida por la colisión de dos estrellas de neutrones [23] [24] [26] [43] con una masa total de2,82+0,47
−0,09veces la masa del sol ( masas solares ). [2] Si se asumen espines bajos , consistentes con los observados en estrellas de neutrones binarias que se fusionarán dentro de un tiempo de Hubble , la masa total es2,74+0.04
−0.01 M ☉ .

Las masas de las estrellas componentes tienen una mayor incertidumbre. El mayor ( m 1 ) tiene un 90% de probabilidad de estar entre1,36 y 2,26  M ☉ , y el más pequeño ( m 2 ) tiene un 90% de probabilidad de estar entre0,86 y 1,36  M ☉ . [44] Bajo el supuesto de giro bajo, los rangos son1,36 a 1,60  M ☉ para m 1 y1,17 a 1,36  M ☉ para m 2 .

La masa de chirrido , un parámetro directamente observable que puede equipararse de manera muy aproximada a la media geométrica de las masas, se mide en1,188+0,004
−0,002 M ☉ . [44]

Se cree que el evento de fusión de estrellas de neutrones da como resultado una kilonova , caracterizada por un estallido corto de rayos gamma seguido de un "resplandor" óptico más largo impulsado por la desintegración radiactiva de núcleos pesados del proceso r . Las kilonovas son candidatas para la producción de la mitad de los elementos químicos más pesados ​​que el hierro en el Universo. [15] Se cree que se ha formado un total de 16.000 veces la masa de la Tierra en elementos pesados, incluidas aproximadamente 10 masas terrestres de los dos elementos oro y platino. [45]

Se creía que inicialmente se había formado una estrella de neutrones hipermasiva, como lo demuestra la gran cantidad de eyección (gran parte de la cual habría sido tragada por un agujero negro en formación inmediata). La falta de evidencia de que las emisiones sean impulsadas por el giro hacia abajo de las estrellas de neutrones, que ocurriría para las estrellas de neutrones que sobrevivieron más tiempo, sugiere que colapsó en un agujero negro en milisegundos. [46]

Búsquedas posteriores hicieron encontrar evidencia de spin-down en la señal de la gravedad, lo que sugiere una estrella de neutrones de vida más larga. [47]

Impresión artística del estroncio que surge de una fusión de estrellas de neutrones. [48]

El interés científico en el evento fue enorme, con docenas de artículos preliminares (y casi 100  preprints [49] ) publicados el día del anuncio, incluidas 8 cartas en Science , [15] 6 en Nature y 32 en un número especial de The Revista Astrofísica Cartas dedicadas al tema. [7] El interés y el esfuerzo fueron globales: el artículo que describe las observaciones de múltiples mensajeros [1] es coautor de casi 4.000 astrónomos (aproximadamente un tercio de la comunidad astronómica mundial) de más de 900 instituciones, utilizando más de 70 observatorios en los 7 continentes y en el espacio. [5] [15]

Puede que este no sea el primer evento observado que se deba a una fusión de estrellas de neutrones; GRB 130603B fue la primera kilonova plausible sugerida en base a observaciones de seguimiento de estallidos de rayos gamma cortos y duros . [50] Sin embargo, es con mucho la mejor observación, lo que la convierte en la evidencia más sólida hasta la fecha para confirmar la hipótesis de que algunas fusiones de estrellas binarias son la causa de estallidos cortos de rayos gamma. [1] [2]

El evento también proporciona un límite a la diferencia entre la velocidad de la luz y la de la gravedad. Suponiendo que los primeros fotones se emitieron entre cero y diez segundos después de la emisión máxima de ondas gravitacionales, la diferencia entre las velocidades de las ondas gravitacionales y electromagnéticas, v GW - v EM , se limita a entre −3 × 10 −15 y + 7 × 10 - 16 veces la velocidad de la luz, lo que mejora la estimación anterior en aproximadamente 14 órdenes de magnitud. [44] [51] [b] Además, permitió la investigación del principio de equivalencia (a través de la medición del retardo de Shapiro ) y la invariancia de Lorentz . [2] Los límites de posibles violaciones de la invariancia de Lorentz (valores de 'coeficientes del sector de gravedad') se reducen por las nuevas observaciones, hasta en diez órdenes de magnitud. [44] GW 170817 también excluyó algunas alternativas a la relatividad general , [52] incluidas variantes de la teoría del tensor escalar , [53] [54] [55] [56] [57] [58] [59] [60] Hořava– Gravedad Lifshitz , [61] [62] [63] Emuladores de materia oscura [64] y gravedad bimétrica . [sesenta y cinco]

Las señales de ondas gravitacionales como GW 170817 pueden usarse como una sirena estándar para proporcionar una medición independiente de la constante de Hubble . [66] [67] Una estimación inicial de la constante derivada de la observación es70,0+12,0
−8,0 (km / s) / Mpc, en general coherente con las mejores estimaciones actuales . [66] Otros estudios mejoraron la medición para70,3+5,3
−5,0 (km / s) / Mpc. [68] [69] [70] Junto con la observación de eventos futuros de este tipo, se espera que la incertidumbre alcance el dos por ciento en cinco años y el uno por ciento dentro de diez años. [71] [72]

Las observaciones electromagnéticas ayudaron a respaldar la teoría de que las fusiones de estrellas de neutrones contribuyen a la captura rápida de neutrones en la nucleosíntesis del proceso r [33] y son fuentes importantes de elementos del proceso r más pesados ​​que el hierro, [1] incluidos el oro y el platino, que anteriormente se atribuían exclusivamente a las explosiones de supernovas. [45]

En octubre de 2017, Stephen Hawking , en su última entrevista transmitida, presentó la importancia científica general de GW 170817. [73]

En septiembre de 2018, los astrónomos informaron estudios relacionados sobre posibles fusiones de estrellas de neutrones (NS) y enanas blancas (WD): incluidas las fusiones NS-NS, NS-WD y WD-WD. [74]

La primera identificación de los elementos del proceso r en una fusión de estrellas de neutrones se obtuvo durante un nuevo análisis de los espectros GW170817. [75] Los espectros proporcionaron una prueba directa de la producción de estroncio durante una fusión de estrellas de neutrones. Esto también proporcionó una prueba directa de que las estrellas de neutrones están hechas de materia rica en neutrones.

  • Astronomía de ondas gravitacionales
  • Lista de observaciones de ondas gravitacionales
  • Astronomía de mensajeros múltiples

  1. ↑ Aunque se reconoce que es poco probable, se han sugerido varios mecanismos mediante los cuales la fusión de un agujero negro podría estar rodeada de suficiente materia para producir una señal electromagnética, que los astrónomos han estado buscando. [4] [6]
  2. ^ La restricción previa sobre la diferencia entre la velocidad de la luz y la velocidad gravitacional era de aproximadamente ± 20%. [51]

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  • "Detecciones" . LIGO .
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  • Videos relacionados (16 de octubre de 2017):
    • Conferencia de prensa de NSF LIGO-Virgo: 2 paneles y preguntas y respuestas (03:21) en YouTube
    • MPI: Sonido de la fusión (0:32) en YouTube
    • AAAS (02 m 42 s ) en YouTube
    • CalTech (03 m 56 s ) en YouTube
    • MIT (00 m 42 s ) en YouTube
    • SciNews (01 m 46 s ) en YouTube