GW 170817 fue una señal de onda gravitacional (GW) observada por los detectores LIGO y Virgo el 17 de agosto de 2017, originada en la galaxia elíptica NGC 4993 . La señal fue producida por los últimos momentos del proceso inspiracional de un par binario de estrellas de neutrones , finalizando con su fusión . Es la primera observación de GW que ha sido confirmada por medios no gravitacionales. [1] [2] A diferencia de las cinco detecciones anteriores de GW, que fueron de fusión de agujeros negros 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 supone un avance significativo para la astronomía de múltiples mensajeros . [1] [2] [4] [5] [6] [7] [8] [9] El descubrimiento y las observaciones posteriores de GW 170817 recibieron el premio Avance del año 2017 otorgado por la revista Science . [6] [10]
La señal de la onda gravitacional, denominada GW 170817, tuvo una duración 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 de los detectores (dos LIGO y un Virgo) arrojó una dirección angular aproximada hacia la fuente . Independientemente, las naves espaciales Fermi e INTEGRAL detectaron una breve explosión de rayos gamma (de ~2 segundos de duración) , denominada GRB 170817A , que comenzó 1,7 segundos después de la señal de fusión GW. [1] [5] [11] Estos detectores tienen una sensibilidad direccional muy limitada, pero indicaron una gran área del cielo que se superpuso a la posición de la onda gravitacional. Desde hace mucho tiempo existe la hipótesis de que las explosiones cortas de rayos gamma son causadas por fusiones de estrellas de neutrones.
A continuación 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 [8] durante una búsqueda en la región indicada por la detección de GW. Fue observada 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 por 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 , ópticas y de rayos X , también en cuanto a la naturaleza de las galaxias anfitrionas asociadas, se consideran "sorprendentes", y este notable parecido sugiere que los dos eventos separados e independientes pueden ser ambos el resultado de la fusión de estrellas de neutrones, y ambos pueden ser una clase de kilonova hasta ahora desconocida. transitorios. Por lo tanto, los eventos de Kilonova pueden ser más diversos y comunes en el universo de lo que se pensaba 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 semejanza 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 catastrófico 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 , Alemania. [5] [11] [8]
Se filtró cierta 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. ¡Quítate los calcetines!". [7] Más tarde borró el tweet y se disculpó por apropiarse del 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 . [9] [20] Anteriormente, la colaboración se había negado a comentar sobre los rumores, sin agregar a un anuncio anterior que había varios factores desencadenantes bajo análisis. [21] [22]
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 típico patrón de chirrido inspiracional , y terminó 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 el Estados Unidos. La señal fue detectada y analizada comparándola con una predicción de la relatividad general definida a partir de la expansión posnewtoniana . [1] : 3
Una búsqueda automática por computadora del flujo de datos de LIGO-Hanford activó una alerta al 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), [23] por lo que la casi coincidencia del momento se marcó automáticamente. El equipo LIGO/Virgo emitió una alerta preliminar (con sólo la posición aproximada de los 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 combinar 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 por una breve ráfaga de ruido instrumental unos segundos antes del pico del evento, pero persistió en paralelo a la señal transitoria ascendente en las frecuencias más bajas. Estos requirieron análisis e interpolación manuales antes de que se pudiera anunciar la ubicación del cielo 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 un 90% de probabilidad. Posteriormente, cálculos más detallados refinaron la localización hasta dentro de 28 grados cuadrados. [24] [2] En particular, la ausencia de una detección clara por parte del sistema de 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
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 el tiempo 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 en un ángulo de aproximadamente 30 grados hacia un lado. [8] [28]
Se emitió una serie de alertas a otros astrónomos, comenzando con un informe de la detección de rayos gamma y el disparo LIGO de un solo detector a las 13:21 UTC, y una ubicación del cielo de tres detectores a las 17:54 UTC. [24] Estos provocaron una búsqueda masiva por parte de muchos telescopios robóticos y de exploración . Además del gran tamaño esperado del área de búsqueda (aproximadamente 150 veces el área de la luna llena ), esta búsqueda fue un desafío porque el área de búsqueda estaba cerca del Sol en el cielo y, por lo tanto, era visible durante como máximo unas pocas horas después del anochecer . cualquier telescopio dado. [25]
En total, seis equipos (One-Meter, Two Hemispheres (1M2H), [29] DLT40, VISTA , Master, DECam y Las Cumbres Observatory (Chile)) tomaron 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 ejecutaba 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 Telescopio Swope 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] Posteriormente, la nueva fuente recibió la designación oficial de la Unión Astronómica Internacional (IAU) 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 nuevo transitorio. [28] [30] Al identificar la galaxia anfitriona de la fusión, es posible proporcionar una distancia precisa consistente con la basada únicamente en ondas gravitacionales. [ 15
La detección de la fuente óptica y del infrarrojo cercano proporcionó una enorme mejora en la localización, reduciendo la incertidumbre de varios grados a 0,0001 grados; Esto permitió a muchos grandes telescopios terrestres y espaciales seguir la fuente durante los días y semanas siguientes. Pocas horas después de la localización, se realizaron muchas observaciones adicionales en todo el espectro visible e infrarrojo. [30] Durante los días siguientes, el color de la fuente óptica cambió de azul a rojo a medida que la fuente se expandió y enfrió. [28]
Se observaron numerosos espectros ópticos e infrarrojos; Los primeros espectros eran casi anodinos, pero después de unos días, surgieron características amplias que indicaban que el material era expulsado aproximadamente al 10 por ciento de la velocidad de la luz. Existen múltiples pruebas sólidas de que AT 2017gfo es, de hecho, la secuela de GW 170817. La evolución del color y los espectros son dramáticamente diferentes de los 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, lo que descarta 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 se detectó 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 radio y la luz de rayos X continuaron aumentando durante varios meses después de la fusión, [35] y se ha demostrado que estaban disminuyendo. [36] Los astrónomos informaron haber obtenido imágenes ópticas del resplandor de GW170817 utilizando el Telescopio Espacial Hubble . [37] [38] En marzo de 2020, el Observatorio Chandra observó una emisión continua de rayos X en 5-sigma 940 días después de la fusión, lo que exigió un mayor aumento o refutación de modelos anteriores que previamente se habían complementado con intervenciones post-hoc adicionales. . [39]
No se encontraron neutrinos compatibles 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. [40] [41]
La señal de la onda gravitacional indicó que fue producida por la colisión de dos estrellas de neutrones [9] [20] [22] [42] con una masa total de2,82+0,47
−0,09veces la masa del sol ( masas solares M ☉ ). [2] Si se suponen espines bajos, consistentes con los observados en estrellas de neutrones binarias que se fusionarán dentro del tiempo de Hubble , la masa total es2.74+0,04
−0,01 METRO ☉ .
Las masas de las estrellas componentes tienen mayor incertidumbre. El más grande ( 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 ☉ . [43] Bajo el supuesto de bajo giro, 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. [44]
La masa chirrido , un parámetro directamente observable que puede ser equiparado de manera muy aproximada a la media geométrica de las masas, se mide en1.188+0,004
−0,002 METRO ☉ . [43]
La producción total de energía de la onda gravitacional es ≃63 Foe . [45]
El origen y las propiedades (masas y espines) de un sistema de estrellas de neutrones dobles como GW170817 son el resultado de una larga secuencia de interacciones complejas de estrellas binarias. [46]
Se cree que el evento de fusión de estrellas de neutrones da como resultado una kilonova en expansión esférica , [47] [48] caracterizada por un breve estallido 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 a producir la mitad de los elementos químicos más pesados que el hierro en el Universo. [8] Se cree que se han formado un total de 16.000 veces la masa de la Tierra en elementos pesados, incluidas aproximadamente 10 masas terrestres sólo de los dos elementos oro y platino. [49]
Inicialmente se creía que se había formado una estrella de neutrones hipermasiva, como lo demuestra la gran cantidad de eyecciones (muchas de las cuales habrían sido tragadas por un agujero negro que se estaba formando inmediatamente). La falta de evidencia de que las emisiones sean impulsadas por el giro de las estrellas de neutrones, lo que ocurriría en las estrellas de neutrones que sobreviven más tiempo, sugiere que colapsó en un agujero negro en milisegundos. [50]
Una búsqueda afirmó haber encontrado evidencia de una señal de onda gravitacional de la estrella de neutrones remanente o del agujero negro, [51] cuya energía estaba por debajo de la sensibilidad estimada de los algoritmos de búsqueda LIGO en ese momento [52] y ha sido confirmada recientemente por un Método de análisis estadísticamente independiente que revela el motor central de GRB170817A. [53]
El interés científico en el evento fue enorme, con docenas de artículos preliminares (y casi 100 preimpresiones [55] ) publicados el día del anuncio, incluidas 8 cartas en Science , [8] 6 en Nature y 32 en un número especial de The Cartas de revistas astrofísicas dedicadas al tema. [56] El interés y el esfuerzo fueron globales: el artículo que describe las observaciones de múltiples mensajeros [1] está escrito 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 que se debe a la fusión de una estrella de neutrones; GRB 130603B fue la primera kilonova plausible sugerida en base a observaciones de seguimiento de estallidos cortos y duros de rayos gamma . [57] 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 breves estallidos 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 del pico de emisión 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 unos 14 órdenes de magnitud. [43] [58] [a] Además, permitió la investigación del principio de equivalencia (a través de la medición del retardo de Shapiro ) y la invariancia de Lorentz . [2] Las nuevas observaciones reducen los límites de posibles violaciones de la invariancia de Lorentz (valores de los 'coeficientes del sector de gravedad'), hasta en diez órdenes de magnitud. [43] GW 170817 también excluyó algunas alternativas a la relatividad general , [59] incluidas variantes de la teoría escalar-tensor , [60] [61] [62] [63] [64] [65] [66] [67] Hořava– Gravedad de Lifshitz , [63] [68] [64] Emuladores de materia oscura, [69] y gravedad bimétrica , [70] Además, un análisis publicado en julio de 2018 utilizó GW170817 para mostrar que las ondas gravitacionales se propagan a través del espacio-tiempo tridimensional, en en línea con la relatividad general y con hipótesis contradictorias de "fuga" hacia dimensiones superiores del espacio. [71]
Las señales de ondas gravitacionales como GW 170817 se pueden utilizar como sirena estándar para proporcionar una medición independiente de la constante de Hubble . [72] [73] 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 . [72] Otros estudios mejoraron la medición para70.3+5,3
−5,0 (km/s)/Mpc. [74] [75] [76] 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. [77] [78]
Las observaciones electromagnéticas ayudan a respaldar la teoría de que las fusiones de estrellas de neutrones contribuyen a la nucleosíntesis rápida de captura de neutrones ( proceso r ) [30] , que anteriormente se suponía que estaba asociada con explosiones de supernova, y, por lo tanto, son la fuente principal de elementos del proceso r más pesados que el hierro . 1] incluyendo oro y platino. [49] 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. [79] Los espectros proporcionaron 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 itrio , [80] lantano y cerio . [81]
En octubre de 2017, Stephen Hawking , en su última entrevista transmitida, analizó la importancia científica general de GW170817. [82] En septiembre de 2018, los astrónomos informaron sobre estudios relacionados sobre posibles fusiones de estrellas de neutrones (NS) y enanas blancas (WD): incluidas fusiones NS-NS, NS-WD y WD-WD. [83]
Los espectros ópticos y de infrarrojo cercano de estos 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 de seguimiento entraron en acción, sin esperar detectar una señal si la radiación gravitacional provenía realmente de una fusión binaria de agujeros negros. [...] mayoría de los observadores y teóricos estaban de acuerdo: la presencia de al menos una estrella de neutrones en el sistema binario era un requisito previo para la producción de un disco circumbinario o eyecta de estrella de neutrones, sin el cual no se esperaba ninguna contraparte electromagnética.
Debido a que los agujeros negros en colisión no emiten luz, no se esperaría ninguna contraparte óptica.
restringir R1=11,9+1,4−1,4 km y R2=11,9+1,4−1,4 km al nivel de credibilidad del 90%
Informamos sobre una posible detección de emisión extendida (EE) en 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 superior 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 identifique con un acontecimiento singular. Este número de enfoque sigue a un evento de este tipo: la fusión binaria de estrellas de neutrones GW 170817, que marcó la primera detección y estudio conjunto de ondas gravitacionales (GW) y radiación electromagnética (EM).
