GW170817 fue una señal de onda gravitacional (OG) observada por los detectores LIGO y Virgo el 17 de agosto de 2017, originada en la galaxia elíptica NGC 4993 , a unos 140 millones de años luz de distancia. La señal fue producida por los últimos momentos del proceso espiral de un par binario de estrellas de neutrones , que finalizó con su fusión . Fue la primera observación de OG confirmada por medios no gravitacionales. [1] [2] A diferencia de las cinco detecciones de OG anteriores, que fueron de agujeros negros fusionándose y, por lo tanto, no se esperaba que produjeran una señal electromagnética detectable [3] , las consecuencias de esta fusión fueron vistas en todo el espectro electromagnético por 70 observatorios en 7 continentes y en el espacio, lo que marcó un avance significativo para la astronomía de múltiples mensajeros . [1] [2] [4] [5] [6] [7] [8] [9] El descubrimiento y las posteriores observaciones de GW170817 recibieron el premio Breakthrough of the Year 2017 de la revista Science . [6] [10]
La señal de onda gravitacional, designada GW170817, tuvo una duración audible de aproximadamente 100 segundos y mostró la intensidad y frecuencia características esperadas de la espiral de dos estrellas de neutrones. El análisis de la ligera variación en el tiempo de llegada de la GW a las tres ubicaciones del detector (dos LIGO y uno Virgo) arrojó una dirección angular aproximada a la fuente . Independientemente, las naves espaciales Fermi e INTEGRAL detectaron un estallido de rayos gamma corto (de una duración de aproximadamente 2 segundos) , designado GRB 170817A , que comenzó 1,7 segundos después de la señal de fusión de la GW. [1] [5] [11] 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. Había sido una hipótesis de larga data que los estallidos de rayos gamma cortos 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. Se encontró un transitorio astronómico designado AT 2017gfo (originalmente, SSS 17a ), 11 horas después de la señal de onda gravitacional, en la galaxia NGC 4993 [8] durante una búsqueda de la región indicada por la detección de ondas gravitacionales. Fue observado por numerosos telescopios, desde longitudes de onda de radio hasta rayos X, durante los días y semanas siguientes, y se demostró que era una nube de material rico en neutrones que se movía rápidamente y se enfriaba rápidamente, como se esperaba de los desechos expulsados de una fusión de estrellas de neutrones.
En octubre de 2018, los astrónomos informaron que GRB 150101B , un evento de explosión de rayos gamma detectado en 2015, puede ser análogo a GW170817. Las similitudes entre los dos eventos, en términos de emisiones de rayos gamma , ópticos y de rayos X , así como en la naturaleza de las galaxias anfitrionas asociadas , se consideran "sorprendentes", y este notable parecido 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 hasta ahora desconocida de transitorios de kilonova . Los eventos de kilonova, por lo tanto, pueden ser más diversos y comunes en el universo de lo que se creía anteriormente, según los investigadores. [12] [13] [14] [15] En retrospectiva, GRB 160821B, otro evento de explosión de rayos gamma, ahora se interpreta como otra kilonova, [16] por la similitud de sus datos con AT2017gfo, parte del multimensajero ahora denominado GW170817. En diciembre de 2022, los astrónomos sugirieron que también se podrían encontrar kilonovas en GRB de larga duración. [17] [18]
Es la primera vez que observamos un evento astrofísico cataclísmico tanto en ondas gravitacionales como en ondas electromagnéticas, nuestros mensajeros cósmicos. [19]
Reitze D , director ejecutivo de LIGO
Las observaciones se anunciaron oficialmente el 16 de octubre de 2017 en conferencias de prensa en el Club Nacional de Prensa en Washington, DC , y en la sede de ESO en Garching bei München en Alemania. [5] [11] [8]
Se filtró cierta información antes del anuncio oficial, comenzando el 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. ¡Vuela tus pies!". [7] Más tarde borró el tuit y se disculpó por haber publicado el protocolo del 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 . [9] [20] La colaboración había rechazado anteriormente hacer comentarios sobre los rumores, sin agregar a un anuncio anterior de que había varios desencadenantes bajo análisis. [21] [22]
La señal de onda gravitacional duró aproximadamente 100 segundos partiendo de una frecuencia de 24 hercios . Cubrió aproximadamente 3.000 ciclos, aumentando en amplitud y frecuencia hasta unos pocos cientos de hercios en el patrón típico de chirrido en espiral , terminando con la colisión recibida a las 12:41:04.4 UTC . [2] : 2 Llegó primero al detector Virgo en Italia, luego 22 milisegundos después al detector LIGO-Livingston en Luisiana, Estados Unidos, y otros 3 milisegundos después al detector LIGO-Hanford en el estado de Washington, en Estados Unidos. La señal fue detectada y analizada 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 en el flujo de datos LIGO-Hanford activó una alerta para el equipo LIGO unos 6 minutos después del evento. La alerta de rayos gamma ya se había emitido en ese momento (16 segundos después del evento), [23] por lo que la casi coincidencia temporal se marcó automáticamente. El equipo LIGO/Virgo emitió una alerta preliminar (con solo la posición bruta de rayos gamma) a los astrónomos de los equipos de seguimiento 40 minutos después del evento. [24] [25]
La localización del evento en el cielo 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 se contaminaron con una breve ráfaga de ruido instrumental unos segundos antes del pico del evento, pero que persistió en paralelo a la señal transitoria ascendente en las frecuencias más bajas. Esto requirió un análisis manual y una interpolación antes de que la ubicación en el cielo pudiera anunciarse aproximadamente 4,5 horas después del evento. [26] [25] Las tres detecciones localizaron la fuente en un área de 31 grados cuadrados en el cielo del sur con una probabilidad del 90%. Cálculos más detallados refinaron posteriormente la localización a un margen de 28 grados cuadrados. [24] [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. [27]
La primera señal electromagnética detectada fue GRB 170817A, un breve estallido de rayos gamma , detectado1,74 ± 0,05 s después del tiempo de fusión y con una duración de aproximadamente 2 segundos. [11] [9] [1] : 5
El GRB 170817A fue descubierto por el telescopio espacial de rayos gamma Fermi , y se emitió una alerta automática tan solo 14 segundos después de la detección del GRB. Después de la circular LIGO/Virgo, 40 minutos después, el procesamiento manual de los datos del telescopio de rayos gamma INTEGRAL también detectó el mismo GRB. La diferencia en el tiempo de llegada entre Fermi e INTEGRAL ayudó a mejorar la localización en el cielo.
Este GRB fue relativamente débil dada la proximidad de la galaxia anfitriona NGC 4993 , posiblemente debido a que sus chorros no apuntaban directamente hacia la Tierra, sino más bien en un ángulo de unos 30 grados hacia un lado. [8] [28]
Se emitieron una serie de alertas a otros astrónomos, comenzando con un informe de la detección de rayos gamma y el disparo de LIGO con un solo detector a las 13:21 UTC, y una ubicación en el cielo con tres detectores a las 17:54 UTC. [24] Esto provocó una búsqueda masiva por parte de muchos telescopios de sondeo 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 unas pocas horas después del anochecer para cualquier telescopio dado. [25]
En total, seis equipos (One-Meter, Two Hemispheres (1M2H), [29] DLT40, VISTA , Master, DECam y Las Cumbres Observatory (Chile)) obtuvieron imágenes de la misma nueva fuente de forma independiente en un intervalo de 90 minutos. [1] : 5 El primero en detectar luz óptica asociada con la colisión fue el equipo 1M2H que ejecuta el Swope Supernova Survey , que la encontró en una imagen de NGC 4993 tomada 10 horas y 52 minutos después del evento GW [11] [1] [30] por el Swope Telescope de 1 metro de diámetro (3,3 pies) que opera 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. [29] La nueva fuente recibió posteriormente la designación oficial de la Unión Astronómica Internacional (UAI) de AT 2017gfo .
El equipo 1M2H examinó todas las galaxias en la región del espacio predicha por las observaciones de ondas gravitacionales e identificó un único transitorio nuevo. [28] [30] 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 cercana al infrarrojo proporcionó una enorme mejora en la localización, reduciendo la incertidumbre de varios grados a 0,0001 grados; esto permitió que muchos telescopios terrestres y espaciales de gran tamaño siguieran la fuente durante los días y semanas siguientes. En cuestión de horas después de la localización, se realizaron muchas observaciones adicionales en todo el espectro infrarrojo y visible. [30] 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. [28]
Se observaron numerosos espectros ópticos e infrarrojos; los primeros espectros no tenían prácticamente ninguna característica, pero después de unos días, aparecieron amplias características que indicaban material expulsado a aproximadamente el 10 por ciento de la velocidad de la luz. Hay múltiples líneas de evidencia sólidas de que AT 2017gfo es de hecho el resultado de GW170817. 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 de GW. No se ha encontrado ningún otro transitorio en la región de localización del cielo de GW. Finalmente, varias imágenes de archivo no muestran nada en la ubicación de AT 2017gfo, descartando una estrella variable en primer plano en la Vía Láctea. [29]
La fuente fue detectada en el ultravioleta (pero no en rayos X) 15,3 horas después del evento por la Swift Gamma-Ray Burst Mission . [4] [6] Después de la falta inicial de detecciones de rayos X y radio, la fuente fue detectada en rayos X 9 días después [31] utilizando el Observatorio de rayos X Chandra , [32] [33] y 16 días después en la radio [34] utilizando el Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) en Nuevo México . [8] Más de 70 observatorios que cubren el espectro electromagnético observaron la fuente. [8]
La luz de radio y rayos X aumentó hasta un pico 150 días después de la fusión, [35] [36] disminuyendo después. [37] Los astrónomos han monitoreado el resplandor óptico de GW170817 usando el Telescopio Espacial Hubble . [38] [39] En marzo de 2020, el Observatorio Chandra observó una emisión continua de rayos X a 5 sigma 940 días después de la fusión. [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 estaba dirigido hacia la Tierra. [41] [42]
El origen y las propiedades (masas y espines) de un sistema de doble estrella de neutrones como GW170817 son el resultado de una larga secuencia de interacciones complejas entre estrellas binarias. [43] La señal de onda gravitacional indicó que se produjo por la colisión de dos estrellas de neutrones [9] [20] [22] [44] con una masa total de2.82+0,47
−0,09 masas solares ( M ☉ ). [2] Si se suponen 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 ☉ . La salida total de energía de la onda gravitacional fue ≃63Foe.[45]
Las masas de las estrellas progenitoras tienen una mayor incertidumbre. La masa chirp , un parámetro directamente observable que puede equipararse aproximadamente a la media geométrica de las masas anteriores, se midió en1.188+0,004
−0,002 M ☉ . [46] El progenitor más grande ( m 1 ) tiene un 90% de posibilidades de estar entre1,36 y 2,26 M ☉ , y el menor ( m 2 ) tiene un 90% de posibilidades de estar entre0,86 y 1,36 M ☉ . [46] 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 , dentro de un radio de 12 km. [47]
Se cree que el evento de fusión de estrellas de neutrones da como resultado una kilonova en expansión esférica , [48] [49] caracterizada por un breve estallido de rayos gamma seguido de un resplandor óptico más prolongado alimentado por la desintegración radiactiva de núcleos pesados del proceso r . Por lo tanto, GW170817 confirmó que las fusiones de estrellas de neutrones son sitios viables para el proceso r , donde puede ocurrir la neucleosíntesis de aproximadamente la mitad de los isótopos en elementos más pesados que el hierro. [8] Se cree que se formó un total de 16.000 veces la masa de la Tierra en elementos pesados, incluidas aproximadamente 10 masas terrestres solo de los dos elementos oro y platino. [50]
Se creía que inicialmente se había formado una estrella de neutrones hipermasiva, como lo demuestra la gran cantidad de material expulsado (gran parte del cual habría sido tragado por un agujero negro que se estaba formando inmediatamente). Al principio, la falta de evidencia de que las emisiones fueran impulsadas por la desaceleración de la estrella de neutrones, lo que ocurriría en el caso de las estrellas de neutrones que sobreviven más tiempo, sugirió que colapsó en un agujero negro en cuestión de milisegundos. [51] Sin embargo, un análisis más detallado de la cola de señal de GW170817 encontró más tarde evidencia de otras características consistentes con la desaceleración de segundos de un magnetar hipermasivo intermedio o remanente , [52] cuya energía estaba por debajo de la sensibilidad estimada de los algoritmos de búsqueda LIGO en ese momento. [53] Esto se confirmó en 2023 mediante un método de análisis estadísticamente independiente que reveló el motor central de GRB170817A. [54] A partir de 2024 [actualizar], la naturaleza precisa del remanente finalmente estable sigue siendo incierta. [52]
El interés científico en el evento fue enorme, con docenas de artículos preliminares (y casi 100 preimpresiones [56] ) publicados el día del anuncio, incluidas 8 cartas en Science , [8] 6 en Nature y 32 en un número especial de The Astrophysical Journal Letters dedicado al tema. [57] El interés y el esfuerzo fueron globales: el artículo que describe las observaciones de múltiples mensajeros [1] está coescrito por 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. [7] [8]
Puede que este no sea el primer evento observado debido a una fusión de estrellas de neutrones; GRB 130603B fue la primera kilonova plausible sugerida con base en observaciones de seguimiento de explosiones de rayos gamma cortas y duras . [58] Sin embargo, es por lejos 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 explosiones de rayos gamma cortas. [1] [2]
El evento también proporcionó 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 , está limitada 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. [46] [59] [a]
Además, GW170817 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 los 'coeficientes del sector de gravedad') se reducen mediante las nuevas observaciones en hasta diez órdenes de magnitud. [46]
El evento también excluyó algunas alternativas a la relatividad general , [60] incluyendo variantes de la teoría escalar-tensor , [61] [62] [63] [64] [65] [66] [67] [68] la gravedad de Hořava–Lifshitz , [64] [69] [65] los emuladores de materia oscura, [70] y la gravedad bimétrica , [71] Además, un análisis publicado en julio de 2018 utilizó GW170817 para mostrar que las ondas gravitacionales se propagan completamente a través del espacio-tiempo curvo 3+1 descrito por la relatividad general, descartando hipótesis que involucran "fugas" hacia dimensiones espaciales más altas y no compactas. [72]
Las señales de ondas gravitacionales como GW170817 pueden usarse como una sirena estándar para proporcionar una medición independiente de la constante de Hubble . [73] [74] Una estimación inicial de la constante derivada de la observación es70.0+12,0
−8,0(km/s)/Mpc, en general consistente con las mejores estimaciones actuales . [73] Estudios posteriores mejoraron la medición a70.3+5,3
-5,0 (km/s)/Mpc. [75] [76] [77] Junto con la observación de eventos futuros de este tipo, se espera que la incertidumbre alcance el dos por ciento dentro de cinco años y el uno por ciento dentro de diez años. [78] [79]
Las observaciones electromagnéticas ayudan a apoyar la teoría de que las fusiones de estrellas de neutrones contribuyen a la nucleosíntesis por captura rápida de neutrones ( proceso r ) [30] —que anteriormente se suponía que estaba asociada con explosiones de supernovas— y, por lo tanto, son la fuente principal de elementos del proceso r más pesados que el hierro, [1] incluidos el oro y el platino. [50] La primera identificación de elementos del proceso r en una fusión de estrellas de neutrones se obtuvo durante un nuevo análisis de los espectros de GW170817. [80] Los espectros proporcionaron una prueba directa de la producción de estroncio durante una fusión de estrellas de neutrones. Esto también proporcionó la prueba más directa de que las estrellas de neutrones están hechas de materia rica en neutrones. Desde entonces, se han identificado varios elementos del proceso r en los eyectados, incluidos el itrio , [81] el lantano y el cerio . [82]
En octubre de 2017, Stephen Hawking , en su última entrevista transmitida, discutió la importancia científica general de GW170817. [83] 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. [84]
Los espectros ópticos y de infrarrojo cercano de estos pocos días proporcionaron argumentos convincentes de que este transitorio no se parecía a ningún otro descubierto en extensos estudios ópticos de campo amplio durante la última década.
Los observadores que siguieron entraron en acción, sin esperar detectar una señal si la radiación gravitatoria provenía de hecho de una fusión de agujeros negros binarios. [...] la mayoría de los observadores y teóricos estuvieron de acuerdo: la presencia de al menos una estrella de neutrones en el sistema binario era un prerrequisito para la producción de un disco circumbinario o eyección de estrella de neutrones, sin los cuales no se esperaba una contraparte electromagnética.
Debido a que los agujeros negros en colisión no emiten luz, no se esperaría ninguna contraparte óptica.
restringe R1=11.9+1.4−1.4 km y R2=11.9+1.4−1.4 km en el nivel de credibilidad del 90 %
Informamos sobre una posible detección de emisión extendida (EE) en la radiación gravitacional durante GRB170817A: un chirrido descendente con una escala de tiempo característica
τ
s
=
3,01 ± 0,2 s en un espectrograma (H1,L1) de hasta 700 Hz con un nivel de confianza equivalente gaussiano mayor a 3,3 σ basado únicamente en la causalidad después de la detección de bordes aplicada a espectrogramas (H1,L1) fusionados por coincidencias de frecuencia.
Es raro que el nacimiento de un nuevo campo de la astrofísica se atribuya a un evento singular. Este número de enfoque se centra en un evento de este tipo (la fusión de sistemas binarios de estrellas de neutrones GW170817), que marca la primera detección y estudio conjunto de ondas gravitacionales (OG) y radiación electromagnética (EM).
