Lista de observaciones de ondas gravitacionales

Lista de detecciones de ondas gravitacionales

La primera medición de un evento de onda gravitacional

Esta página contiene una lista de eventos de ondas gravitacionales observados/candidatos .

Origen y nomenclatura

La observación directa de ondas gravitacionales, que comenzó con la detección de un evento por parte de LIGO en 2015, ^[1] desempeña un papel clave en la astronomía de ondas gravitacionales . LIGO ha estado involucrado en todas las detecciones posteriores hasta la fecha, y Virgo se unió en agosto de 2017. ^[2]

Carreras de observación conjuntas de LIGO y VIRGO, denominadas "O1, O2, etc." abarcan muchos meses, con meses de mantenimiento y actualizaciones intermedias diseñadas para aumentar la sensibilidad y el alcance de los instrumentos. Durante estos períodos de ejecución, los instrumentos son capaces de detectar ondas gravitacionales.

La primera ejecución, O1, se realizó del 12 de septiembre de 2015 al 19 de enero de 2016 y logró su primera detección de ondas gravitacionales. O2 funcionó durante un período mayor, del 30 de noviembre de 2016 al 25 de agosto de 2017. ^[3] O3 comenzó el 1 de abril de 2019, que se suspendió brevemente el 30 de septiembre de 2019, por mantenimiento y actualizaciones, por lo tanto, O3a. O3b marca la reanudación de la ejecución y comenzó el 1 de noviembre de 2019. Debido a la pandemia de COVID-19 ^[4] O3 se vio obligado a finalizar prematuramente. ^[5] O4 comenzó el 24 de mayo de 2023; Inicialmente previsto para marzo, el proyecto necesitaba más tiempo para estabilizar los instrumentos.

El período de observación de O4 se ha ampliado de un año a 18 meses, tras los planes de realizar más mejoras para el recorrido de O5. ^{[2] [6]} Los planes de observación actualizados se publican en el sitio web oficial y contienen la información más reciente sobre estas ejecuciones. ^[6] Está prevista una pausa de dos meses en la puesta en servicio de enero a marzo de 2024, tras la cual se reanudarán las observaciones durante el resto de O4. ^[7]

Los eventos de ondas gravitacionales se nombran comenzando con el prefijo GW, mientras que las observaciones que activan una alerta de evento pero que (aún) no han sido confirmadas se nombran comenzando con el prefijo S. ^[8] Luego, seis dígitos indican la fecha del evento, con los dos Los primeros dígitos representan el año, los dos dígitos del medio el mes y los dos últimos dígitos el día de observación. Esto es similar a la denominación sistemática de otros tipos de observaciones de eventos astronómicos, como las de estallidos de rayos gamma .

Las detecciones probables que no se identifican con seguridad como eventos de ondas gravitacionales se denominan LVT ("disparador LIGO-Virgo"). Los eventos de ondas gravitacionales conocidos provienen de la fusión de dos agujeros negros (BH), dos estrellas de neutrones (NS) o un agujero negro y una estrella de neutrones (BHNS). ^{[9] [10]} Algunos objetos se encuentran en la brecha de masa entre las masas de estrellas de neutrones más grandes predichas ( límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff ) y los agujeros negros más pequeños conocidos.

Lista de eventos de ondas gravitacionales

Eventos de LIGO y Virgo

Lista de eventos de fusión binaria ^{[11] [12]}

Catálogo transitorio de ondas gravitacionales 1. Crédito: Colaboración científica LIGO y Colaboración Virgo/Georgia Tech/S. Ghonge y K. Jani

Eventos candidatos y detecciones marginales.

Es posible detectar ondas de nanohercios mediante la observación de la sincronización de los púlsares, pero no se han confirmado con el nivel de confianza de 5 sigma , hasta 2023 ^[actualizar]. ^[59]

Detecciones marginales de O1 y O2

Además de las detecciones bien restringidas enumeradas anteriormente, LIGO y Virgo realizaron una serie de detecciones de baja significancia de posibles señales. Sus características se enumeran a continuación, incluyendo únicamente las detecciones con una probabilidad <50% de ser ruido:

Candidatos de observación de O3/2019

A partir de la ejecución de observación O3/2019, las observaciones se publican como Alertas Públicas Abiertas para facilitar las observaciones de eventos por parte de múltiples mensajeros . ^{[63] [64] [65]} Se puede acceder directamente a los registros de eventos candidatos en la base de datos de eventos candidatos de ondas gravitacionales (GraceDB). ^[66] El 1 de abril de 2019, se anunció el inicio de la tercera serie de observaciones mediante una circular publicada en el rastreador de alertas públicas. ^[67] La ​​primera alerta de detección de agujeros negros binarios O3/2019 se transmitió el 8 de abril de 2019. Un porcentaje significativo de eventos candidatos a O3 detectados por LIGO van acompañados de los correspondientes desencadenantes en Virgo.

Las tasas de falsas alarmas son mixtas: a más de la mitad de los eventos se les asignan tasas de falsas alarmas superiores a 1 cada 20 años, dependiendo de la presencia de fallas alrededor de la señal, inestabilidad electromagnética en primer plano, actividad sísmica y estado operativo de cualquiera de los tres LIGO-Virgo. instrumentos. Por ejemplo, los eventos S190421ar y S190425z no fueron detectados por el sitio Hanford de Virgo y LIGO, respectivamente.

La colaboración LIGO/Virgo se tomó un breve descanso de la observación durante el mes de octubre de 2019 para mejorar el rendimiento y prepararse para planes futuros, y como resultado no se detectaron señales en ese mes. ^[68]

El detector de ondas gravitacionales Kamioka ( KAGRA ) en Japón entró en funcionamiento el 25 de febrero de 2020, ^[69] probablemente mejorando la detección y localización de futuras señales de ondas gravitacionales. ^[70] Sin embargo, KAGRA no informa sus señales en tiempo real en GraceDB como lo hacen LIGO y Virgo, por lo que los resultados de su observación probablemente no se publicarán hasta el final de O3.

La colaboración LIGO-Virgo puso fin a la ejecución de O3 temprano el 27 de marzo de 2020, debido a problemas de salud derivados de la pandemia de COVID-19 . ^{[5] [71]}

Lista de alertas de eventos O3 no confirmados ^{[11] [12]}

Candidatos de observación de O4/2023

El 15 de junio de 2022, LIGO anunció el inicio de la ejecución de observación de O4 en marzo de 2023. ^[80] A medida que se acercaba la fecha, los desafíos de ingeniería retrasaron la ejecución de observación hasta mayo de 2023. ^[81] Una ejecución de ingeniería para evaluar la sensibilidad de LIGO, Virgo , y KAGRA comenzaron en abril, las primeras operaciones del detector Hanford comenzaron el 29 de abril ^[82] y las primeras operaciones de los detectores Livingston y Virgo comenzaron el 5 de mayo. ^[83]

El 7 de marzo de 2023, el telescopio Fermi detectó una explosión de rayos gamma compatible con una fusión de estrellas de neutrones y la denominó GRB 230307A . La explosión, identificada como proveniente de una galaxia anfitriona a aproximadamente 296 Mpc de distancia, probablemente solo habría sido detectada marginalmente en el mejor de los casos por LIGO si hubiera estado funcionando en ese momento, ya que los detectores solo alcanzarían más tarde una sensibilidad de 160 Mpc para una estrella de neutrones. fusiones al inicio de O4, 3 meses después.

Cerca del final de la ejecución de ingeniería el 15 de mayo de 2023, LIGO anunció que O4 comenzaría el 24 de mayo de 2023, funcionando durante 20 meses con hasta 2 meses de mantenimiento. Los detectores LIGO no lograron la sensibilidad esperada de 160-190 Mpc para fusiones de estrellas de neutrones, pero lograron una sensibilidad mejorada de 130-150 Mpc sobre los 100-140 Mpc de O3, mejorando luego a casi 160 Mpc para ambos detectores a finales de 2023. Se descubrió que tenía un espejo dañado y otras fuentes de ruido nuevas y desconocidas, lo que limitaba su sensibilidad a solo 31-35 Mpc (similar a su rendimiento durante O2 en 2017, y menor que los 40-50 Mpc de O3). Como resultado, Virgo Pasó la mayor parte de 2023 en puesta en servicio, con fecha límite de marzo de 2024 para mejorar su sensibilidad antes de unirse a O4. KAGRA logró su sensibilidad planificada de 1 Mpc antes de volver a ponerse en servicio en julio, con planes de volver a unirse con una sensibilidad mejorada de 10 Mpc a principios de 2024. Sin embargo, el terremoto de Noto de Mw 7,5 de 2024 _ocurrió el 1 de enero de 2024 a solo 103 kilómetros (64 millas) de KAGRA, dañando los sensibles instrumentos del detector y retrasando su desarrollo al menos varios meses.

El 18 de mayo de 2023, cerca del final del análisis de ingeniería y poco antes del O4 propiamente dicho, se detectó el primer evento candidato de onda gravitacional. Cuatro más fueron detectados antes del inicio oficial de la carrera. En octubre, LIGO anunció una pausa planificada entre enero y marzo de 2024, para una pausa a mitad de funcionamiento de la puesta en servicio destinada a reducir el ruido y mejorar el tiempo de actividad de los detectores.

Lista de alertas de eventos O4

Ver también

• GRB 150101B , un débil desencadenante de explosión de rayos gamma observado antes de aLIGO O1 (a partir del 12 de septiembre de 2015), con similitudes supuestas con la posible fusión de estrellas de neutrones respaldada por el modelo GW170817 / GRB 170817A / AT2017gfo .

Notas

1. La fecha de detección de un evento GW se indica mediante su designación; es decir, el evento GW150914 se detectó el 14 de septiembre de 2015.
2. El área relativamente grande y distante del cielo dentro de la cual se afirma que es posible localizar la fuente.
3. 1 Mpc equivale aproximadamente a 3,26 Mly .
4. c ² M _☉ es aproximadamente 1,8 × 10 ³  enemigo ; 1,8 × 10 ⁴⁷  J ; 1,8 × 10 ⁵⁴  ergios ; 4,3 × 10 ⁴⁶  calorías ; 1,7 × 10 ⁴⁴  BTU ; 5,0 × 10 ⁴⁰  kWh , o 4,3 × 10 ³⁷ toneladas de TNT .
5. La masa chirrido es el parámetro binario más relevante para la evolución de la forma de onda gravitacional inspiracional y, por lo tanto, es la masa que se puede medir con mayor precisión. Está relacionado con, pero menos que, la media geométrica de las masas binarias, según , por lo que oscila entre ~87% cuando las masas son iguales y ~78% cuando difieren en un orden de magnitud. ${\displaystyle (m_{geo})}$ ${\displaystyle m_{geo}\left({\frac {m_{geo}}{m_{1}+m_{2}}}\right)^{1/5}}$ ${\displaystyle m_{geo}}$
6. El parámetro de giro inspiral efectivo adimensional es: ^[13] donde es la masa de un agujero negro, es su giro y es el ángulo entre el momento angular orbital y el giro de un agujero negro que se fusiona (que va desde cuando está alineado hasta cuando está antialineado). Es la combinación lineal ponderada en masa de los componentes de los espines de los agujeros negros alineados con el eje orbital ^{[13] [12]} y tiene valores que van desde −1 a 1 (los extremos corresponden a situaciones con ambos espines de los agujeros negros exactamente antialineados y alineados, respectivamente, con el momento angular orbital). ^[14] Este es el parámetro de espín más relevante para la evolución de la forma de onda gravitacional inspiracional, y se puede medir con mayor precisión que los de los BH previos a la fusión. ^[15] ${\displaystyle {\frac {m_{1}a_{1}cos\theta _{LS_{1}}+m_{2}a_{2}cos\theta _{LS_{2}}}{m_{1}+m_{2}}},}$ ${\displaystyle m}$ ${\displaystyle a}$ ${\displaystyle \theta _{LS}}$ ${\displaystyle 0}$ ${\displaystyle \pi }$
7. Los valores del parámetro de giro adimensional c J / G M ² para un agujero negro varían de cero a un máximo de uno. Las propiedades macroscópicas de un agujero negro astrofísico aislado (sin carga) están totalmente determinadas por su masa y su giro. Los valores de otros objetos pueden potencialmente exceder uno. El valor más grande conocido para una estrella de neutrones es ≤ 0,4, y las ecuaciones de estado comúnmente utilizadas limitarían ese valor a <0,7. ^[dieciséis] ${\displaystyle a=}$
8. La estimación de giro es0,26+0,52
   −0,24. ^[17]
9. La estimación de giro es0,32+0,54
   −0,29. ^[17]
10. Basado en un chirrido descendente de GW que dura 3,7 segundos después de la fusión, se produjo una estrella de neutrones hipermasiva en un colapso gravitacional retardado en un agujero negro de Kerr después de 0,92 segundos. ^{[27] [28]}
11. Además de la pérdida de masa debido a la emisión de GW que se produjo durante la fusión, se cree que el evento expulsó0,05 ± 0,02  M _☉ de material. ^[29]
12. 1 Mpc equivale aproximadamente a 3,26 Mly .
13. Qué instrumentos observaron el evento. (H = LIGO Hanford, L = LIGO Livingston, V = Virgo)
14. El área del cielo dentro de la cual fue posible localizar la fuente.
15. 1 Mpc equivale aproximadamente a 3,26 Mly .
16. Qué instrumentos observaron el evento. (H = LIGO Hanford, L = LIGO Livingston, V = Virgo)
17. La posibilidad de que ocurra una señal aleatoria de esta importancia en cualquier momento durante los 11 meses de ejecución de O3. Calculado por 1 - (1-tasa de falsas alarmas en Hz) ^28.512.000 . Ésta no es la posibilidad de que la señal dada sea "real" o no: la contaminación de fondo (como los terremotos) también puede causar señales estadísticamente significativas, y aunque cuatro detecciones tienen una probabilidad >50% de haber ocurrido aleatoriamente en O3, hay Sólo hay un 19,4% de posibilidades de que ninguna de estas señales sea real.
18. Probabilidad de que ambos componentes tengan masa <3 M ☉
19. Probabilidad de que un componente tenga masa < 3 M ☉ y el otro tenga masa > 5 M ☉
20. Probabilidad de que ambos componentes tengan masa > 5 M ☉
21. Probabilidad de que al menos un componente tenga una masa en el rango de 3 a 5 M ☉ , entre las de las estrellas de neutrones conocidas y los agujeros negros, un rango a veces identificado como la brecha de masa "inferior".
22. Probabilidad de que la fuente sea terrestre o no cosmológica (por ejemplo, ruidos y señales de primer plano [por ejemplo, "ruido"] o un error técnico/sistemático ["fallo"])
23. El área del cielo dentro de la cual fue posible localizar la fuente.
24. 1 Mpc equivale aproximadamente a 3,26 Mly .
25. Qué instrumentos observaron el evento. (H = LIGO Hanford, L = LIGO Livingston, V = Virgo)
26. La posibilidad de que ocurra una señal aleatoria de esta importancia en cualquier momento durante los 20 meses de ejecución de O4. Calculado por 1 - (1-tasa de falsas alarmas en Hz) ^46.656.000 . Esta no es la posibilidad de que la señal dada sea "real" o no: incluso si hay un 90% de posibilidades de que el O4 tenga un ruido aleatorio que eventualmente alcance un cierto nivel de importancia, la posibilidad de que dicho ruido ocurra 100 veces distintas en el mismo período sigue siendo muy bajo (en este ejemplo, alrededor del 0,0026%).
27. Los siguientes eventos tuvieron un pAstro superior al 50%, pero tuvieron una importancia baja y, por lo tanto, no fueron validados por la colaboración LIGO-Virgo. Es probable que muchos de estos eventos sean reales, pero al menos algunos probablemente sean falsos positivos:
    mayo de 2023 : S230524b (BBH, pAstro = 0,725), S230525a (BBH, pAstro = 0,724), S230527bv (BBH, pAstro = 0,882), S230528a (NSMG , pAstro = 0,643), S230528bt (BBH, pAstro = 0,880)
    Junio ​​: S230604z (BBH, pAstro = 0,748), S230606z (BBH, pAstro = 0,835), S230609a (BBH, pAstro = 0,956), S230615av (BBH, estro = 0,912 ), S230615az (BNS, pAstro = 0,847), S230623at (BBH, pastro = 0,707), S230628aj (BBH, pAstro = 0,694)
    Julio : S230704bd (BBH, pAstro = 0,755), S230711b (BBH, pAstro = 0,792), 716º ( BBH, pAstro = 0,750), S230725am (BBH, pAstro = 0,502), S230728ap (BBH, pAstro = 0,940)
    Agosto : S230822ac (BBH, pAstro = 0,813), S230830q (BBH, pAstro = 0,923)
    Septiembre : S230902af (BBH, p Astro = 0,798), S230904bg (BBH, pAstro = 0,688)
    Octubre : S231004bq (BBH, pAstro = 0,708), S231007w (BBH, pAstro = 0,746), S231025a (BNS, pAstro = 0,588), S231025ap (BBH, pAstro = 0. 830)
    noviembre : S231124z (BBH, pAstro = 0,647)
    Diciembre : S231223bg (BBH, pAstro = 0,690)
    2024 Enero : S240116p (BBH, pAstro = 0,789)
    Abril : S240407v (BBH, pAstro = 0,882), S240420dc (BBH, pAstro = 0,887), S240427am (BBH, pAstro = 0,639)
    Mayo : S240513cx (BBH, pAstro = 0,738), S240525dy (BBH, pAstro = 0,885), S240526ak (BBH, pAstro = 0,626), S240527dh (BBH, pAstro = 0,915), 31aa (BBH, pAstro = 0,905)
28. Probabilidad de que ambos componentes tengan masa <3 M ☉
29. Probabilidad de que un componente tenga masa < 3 M ☉ y el otro tenga masa > 5 M ☉
30. Probabilidad de que ambos componentes tengan masa > 5 M ☉
31. Probabilidad de que al menos un componente tenga una masa en el rango de 3 a 5 M ☉ , entre las de las estrellas de neutrones conocidas y los agujeros negros, un rango a veces identificado como la brecha de masa "inferior".
32. Probabilidad de que la fuente sea terrestre o no cosmológica (por ejemplo, ruidos y señales de primer plano [por ejemplo, "ruido"] o un error técnico/sistemático ["fallo"])

Referencias

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enlaces externos

• "Detecciones". LIGO.
• Vídeo (3:10): LIGO Orrey (1 de diciembre de 2018) en YouTube