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 participado en todas las detecciones posteriores hasta la fecha, y Virgo se unió en agosto de 2017. ^[2]

Los periodos de observación conjuntos de LIGO y VIRGO, denominados "O1, O2, etc.", duran muchos meses, con meses de mantenimiento y actualizaciones entre ellos diseñados para aumentar la sensibilidad y el alcance de los instrumentos. Durante estos periodos de observación, los instrumentos son capaces de detectar ondas gravitacionales.

La primera ejecución, O1, se desarrolló del 12 de septiembre de 2015 al 19 de enero de 2016 y logró detectar por primera vez ondas gravitacionales. O2 duró más, del 30 de noviembre de 2016 al 25 de agosto de 2017. ^[3] O3 comenzó el 1 de abril de 2019, pero se suspendió brevemente el 30 de septiembre de 2019 por mantenimiento y actualizaciones, de ahí el nombre 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 planeado para marzo, el proyecto necesitaba más tiempo para estabilizar los instrumentos.

El período de observación O4 se ha ampliado de un año a 18 meses, tras los planes de realizar más mejoras para el período O5. ^{[2] [6]} Los planes de observación actualizados se publican en el sitio web oficial, que contiene la información más reciente sobre estos períodos. ^[6] Hay una pausa de dos meses prevista para la puesta en servicio, de enero a marzo de 2024, tras la cual se reanudarán las observaciones durante el resto del período 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] Seis dígitos indican la fecha del evento, con los dos primeros dígitos representando el año, los dos dígitos del medio el mes y los dos dígitos finales el día de la observación. Esto es similar a la denominación sistemática para otros tipos de observaciones de eventos astronómicos, como los de los estallidos de rayos gamma .

Las detecciones probables que no se identifican con seguridad como eventos de ondas gravitacionales se designan 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
• 
  Eventos O1 y O2/2015-2017
• 
  Distancia y masa para eventos hasta O4 en 2023

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

Catálogo de ondas gravitacionales transitorias 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 del tiempo de los púlsares, pero no se han confirmado con un nivel de confianza de 5 sigma , a partir de 2023. ^[actualizar][ ^59]

Detecciones marginales de O1 y O2

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

Candidatos a la observación de O3/2019

A partir de la serie de observaciones O3/2019, las observaciones se publican como alertas públicas abiertas para facilitar las observaciones de eventos mediante 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 con 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 los eventos candidatos O3 detectados por LIGO están acompañados de desencadenantes correspondientes en Virgo.

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

La colaboración LIGO/Virgo hizo una breve pausa en las observaciones durante el mes de octubre de 2019 para mejorar el rendimiento y prepararse para planes futuros, pero como resultado no se detectaron señales durante ese mes. ^[68]

El detector de ondas gravitacionales Kamioka ( KAGRA ) en Japón comenzó a funcionar 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 ejecución de observación probablemente no se publiquen hasta el final de O3.

La colaboración LIGO-Virgo finalizó el ciclo O3 antes de tiempo el 27 de marzo de 2020, debido a preocupaciones sanitarias por 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 que iniciaría la serie de observaciones de O4 en marzo de 2023. ^[80] A medida que se acercaba la fecha, los desafíos de ingeniería retrasaron la serie de observaciones hasta mayo de 2023. ^[81] Una serie de ingeniería para evaluar la sensibilidad de LIGO, Virgo y KAGRA comenzó en abril, y 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 un estallido de rayos gamma compatible con una fusión de estrellas de neutrones y lo denominó GRB 230307A . El estallido, identificado como procedente de una galaxia anfitriona a aproximadamente 296 Mpc de distancia, probablemente solo habría sido detectado marginalmente en el mejor de los casos por LIGO si hubiera estado en funcionamiento en ese momento, ya que los detectores solo alcanzarían una sensibilidad de 160 Mpc para fusiones de estrellas de neutrones al comienzo 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 inicialmente no lograron alcanzar la sensibilidad esperada de 160-190 Mpc para las 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 fines de 2023. Se descubrió que Virgo tenía un espejo dañado y otras fuentes de ruido nuevas y desconocidas, lo que limita su sensibilidad a solo 31-35 Mpc (similar a su desempeño durante O2 en 2017, e inferior a los 40-50 Mpc de O3). Como resultado, Virgo pasó la mayor parte de 2023 en puesta en servicio, con una fecha límite de marzo de 2024 para mejorar su sensibilidad antes de unirse a O4. KAGRA alcanzó su sensibilidad planificada de 1 Mpc antes de volver a ponerse en servicio en julio, con planes de reincorporarse con una sensibilidad mejorada de 10 Mpc a principios de 2024. Sin embargo, el terremoto de Noto de 2024 _{de magnitud} 7,5 ocurrió el 1 de enero de 2024 a solo 103 kilómetros (64 millas) de KAGRA, dañando los instrumentos sensibles del detector y retrasando su desarrollo al menos varios meses.

El 18 de mayo de 2023, cerca del final de la ejecución de ingeniería y poco antes de la O4 propiamente dicha, se detectó el primer evento candidato de ondas gravitacionales. Se detectaron cuatro más antes del inicio oficial de la ejecución. En octubre, LIGO anunció una pausa planificada entre enero y marzo de 2024, para una pausa de puesta en servicio a mitad de la ejecución destinada a reducir el ruido y mejorar el tiempo de funcionamiento de los detectores.

La operación O4b comenzó en abril de 2024 con la incorporación del detector Virgo a una sensibilidad de 55 Mpc. El detector Livingston logró una mayor sensibilidad de 170-175 Mpc, mientras que el detector Hanford mantuvo su sensibilidad previa a la ruptura de 155-160 Mpc. Debido a una variedad de factores, incluidos los retrasos en las tecnologías requeridas para O5, en junio de 2024 se tomó la decisión de extender O4 por varios meses hasta junio de 2025, y se espera que O5 comience a fines de 2027 o principios de 2028.

Lista de alertas de eventos de O4

Véase también

• GRB 150101B , un débil desencadenante de estallidos de rayos gamma observado antes de aLIGO O1 (que comenzó el 12 de septiembre de 2015), con supuestas similitudes 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 _☉ equivale aproximadamente a 1,8 × 10 ³  foe ; 1,8 × 10 ⁴⁷  J ; 1,8 × 10 ⁵⁴  erg ; 4,3 × 10 ⁴⁶  cal ; 1,7 × 10 ⁴⁴  BTU ; 5,0 × 10 ⁴⁰  kWh , o 4,3 × 10 ³⁷ toneladas de TNT .
5. La masa del chirrido es el parámetro binario más relevante para la evolución de la forma de onda gravitacional en espiral y, por lo tanto, es la masa que se puede medir con mayor precisión. Está relacionada con la media geométrica de las masas binarias, pero es menor, según , por lo que varía de ~87% cuando las masas son iguales a ~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 espín espiral efectivo adimensional es: ^[13] donde es la masa de un agujero negro, es su espín y es el ángulo entre el momento angular orbital y el espín de un agujero negro fusionado (que varía desde cuando está alineado hasta cuando está antialineado). Es la combinación lineal ponderada por la masa de los componentes de los espines de los agujeros negros alineados con el eje orbital ^{[13] [12]} y tiene valores que varían de −1 a 1 (los extremos corresponden a situaciones con ambos espines de 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 en espiral, y se puede medir con mayor precisión que los de los agujeros negros 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 espín 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 completamente determinadas por su masa y espín. Los valores para otros objetos pueden potencialmente superar uno. El valor más alto conocido para una estrella de neutrones es ≤ 0,4, y las ecuaciones de estado de uso común limitarían ese valor a < 0,7. ^[16] ${\displaystyle a=}$
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 de GW de espín descendente que duró 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 ocurrió 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 probabilidad de que una señal aleatoria de esta importancia se produzca en cualquier momento durante los 11 meses de funcionamiento de O3. Calculada por 1 - (1-tasa de falsa alarma en Hz) ^28.512.000 . Esta no es la probabilidad 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, solo hay un 19,4% de probabilidad 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 3-5 M ☉ , entre las de las estrellas de neutrones y los agujeros negros conocidos, 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. Los siguientes eventos tuvieron un pAstro de más del 50%, pero fueron de baja significancia 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), 28bt (BBH, pAstro = 0,880)
    Junio : S230604z (BBH, pAstro = 0,748), S230606z (BBH, pAstro = 0,835), S230609a (BBH, pAstro = 0,956), S230615av (BBH, pAstro = 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), 6o (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, pAstro = 0,798), S230904bg (BBH, pAstro = 0,688)
    Octubre : S231004bq (BBH, pAstro = 0,708), S231007w (BBH, pAstro = 0,746), S231025a (BNS, pAstro = 0,588), 025ap (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 = 0,6 26), S240527dh (BBH, pAstro = 0,915), S240531aa (BBH, pAstro = 0,905)
    Junio ​​: S240613z (BBH, pAstro = 0,923), S240619z (BBH, pAstro = 0,739), S240621ch (BBH, pAstro = 0,680), S240627co (BBH, pAstro = 0,713)
    Julio : S240701bn (BBH, pAstro = 0,824)
    Septiembre : S240901ew (BBH, pAstro = 0,881), S240907ah (BBH, pAstro = 0,910), S240913bs (BBH, pAstro = 0,875), S240914db (BBH, pAstro = 0,608), S240915aw (BBH, pAstro = 0,678), S240921s (BBH, pAstro = 0,736), S240921cs (BBH, pAstro = 0,702)
24. El área del cielo dentro de la cual fue posible localizar la fuente.
25. 1 Mpc equivale aproximadamente a 3,26 Mly .
26. ¿Qué instrumentos observaron el evento? (H = LIGO Hanford, L = LIGO Livingston, V = Virgo)
27. La probabilidad de que una señal aleatoria de esta importancia se produzca en cualquier momento durante los 20 meses de funcionamiento de O4. Calculada por 1 - (1-tasa de falsa alarma en Hz) ^57.456.000 . Esta no es la probabilidad de que la señal dada sea "real" o no: incluso si hay un 90% de probabilidades de que O4 tenga ruido aleatorio que eventualmente alcance un cierto nivel de importancia, la probabilidad de que dicho ruido ocurra 100 veces diferentes en el mismo período sigue siendo muy baja (en este ejemplo, alrededor del 0,0026%).
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 3-5 M ☉ , entre las de las estrellas de neutrones y los agujeros negros conocidos, 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