Ondas gravitacionales – El caso GW170817

Extractado de la Revista Nature

El descubrimiento de ondas gravitacionales a partir de una fusión de dos estrellas de neutrones y la detección del evento a través de todo el espectro electromagnético dan una idea de muchos aspectos de la gravedad y la astrofísica.

A veces la naturaleza puede ser generosa, y se puso de manifiesto el 17 de agosto de 2017, cuando dos remanentes estelares compactos llamados estrellas de neutrones chocaron cayendo en espiral, a unos 130 millones de años luz de distancia. El fenómeno es tan brillante que se lo llama Kilonova.

La explosión, llamada GW170817, podría decirse que proporciona un tesoro aún mayor que las fusiones de agujeros negros, ya que produjo tanto ondas gravitatorias como radiación electromagnética, que podemos ver y analizar.

GW170817 se detectó en rayos gamma, rayos X, luz visible y luz infrarroja. Como resultado, de un solo golpe, el evento proporciona pruebas de teorías alternativas de la gravedad; un origen claro para una explosión cósmica conocida como explosiones de rayos gamma (GRB); y una fuerte evidencia del camino de formación de al menos algunos de los elementos pesados ​​del Universo (los que son mucho más pesados ​​que el hierro).

La detección de ondas gravitacionales a partir de la coalescencia de un sistema binario de estrellas de neutrones es, en sí misma, profundamente informativa. A diferencia de los agujeros negros, las estrellas de neutrones carecen de Horizontes de Sucesos, límites más allá de los cuales la materia o la energía no pueden escapar. Este evento puede, por lo tanto, facilitar las pruebas previamente imposibles de teorías alternativas de la gravedad que difieren de la teoría de la relatividad general de Einstein, ya que solo funcionan cuando la materia está presente.

Pero hay un entusiasmo aún mayor sobre GW170817, porque fue acompañado por fuertes señales electromagnéticas. Esto significa que, por primera vez, es posible vincular la detección de ondas gravitacionales con el resto de la astronomía observacional.

Los honores para la primera señal electromagnética reportada van al Telescopio Espacial Fermi de rayos gamma de la NASA, que -independientemente de la detección de ondas gravitacionales- recogió la emisión de rayos gamma formados justo dos segundos después de la fusión de las estrellas de neutrones.

Las propiedades del flash son generalmente consistentes con los RGB cortos, que durante mucho tiempo se sospechó que estaban relacionadas con fusiones de estrellas de neutrones.

Hemos tenido suerte con GW170817 porque ocurrió más de diez veces más cerca de la Tierra que cualquier RGB previamente medido, lo que hará que sea más fácil de estudiar.

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La fusión de un sistema binario de estrellas de neutrones. Las ondas gravitacionales se han detectado a partir de la coalescencia de dos estrellas de neutrones en órbita. A diferencia de los descubrimientos previos de las ondas gravitacionales  el evento se ha observado en todo el espectro electromagnético. El Telescopio Espacial de Rayos Gamma de Fermi vio un destello de rayos γ- solo dos segundos después de la fusión de la estrella de neutrones. El flash es consistente con una explosión cósmica llamada RGB , producida por un “chorro” fuertemente colimado de material eyectado que probablemente se observó desde una dirección distinta al eje del chorro. Además, se informaron la emisión de rayos X, luz óptica e infrarroja de las estrellas de neutrones fusionadas. Se cree que el pico de rayos X y emisión óptica (en azul en el diagrama) fue producido por material expulsado aproximadamente perpendicularmente al plano orbital del sistema binario original. Por el contrario, se cree que la emisión infrarroja máxima (en  rojo) ha sido producida por material expulsado más cerca del plano orbital.

Aún más afortunado fue que, a diferencia de los primeros tres descubrimientos de ondas gravitacionales, había dos detectores funcionando durante el evento GW170817: el detector de ondas gravitacionales Virgo, así como el Observatorio LIGO. El detector Virgo está situado en las afueras de Pisa, en Italia, y su distancia de los detectores LIGO con sede en EE. UU. En Hanford, Washington y Livingston, Luisiana, permitió determinar la ubicación de GW170817 en el cielo con una incertidumbre de unos 30 grados cuadrados (unos 5×5 grados), comparado con 600 grados cuadrados (unos 25×25 grados) o más para las primeras tres detecciones.

El descubrimiento de GW170817 condujo a una campaña de seguimiento tremendamente exitosa. Por ejemplo, algunos RGB parecen ser extremadamente intensos dada su distancia de la Tierra, y los modelos bien establecidos indican que vemos tal intensidad porque nuestra línea de visión está cerca del eje de un “jet” fuertemente colimado de movimiento de material cerca de la velocidad de la luz. Por el contrario, los rayos γ de GW170817 son notablemente débiles. Usando datos del Observatorio de Rayos X Chandra se determinó que estamos observando fuera del eje del chorro asociado con GW170817. Esto abre la intrigante posibilidad de que veamos muchas ráfagas de rayos γ como débiles, no porque estén distantes, sino porque las vemos desde un ángulo desfavorable.

Una explosión previa, la de GRB 130603B del año 2013. La galaxia, catalogada como SDS J112848.22 170418.5, está a casi 4 mil millones de años luz de distancia.

En los últimos años, ha habido un creciente cuerpo de trabajo teórico que predice que las fusiones de sistemas binarios de estrellas de neutrones generan un flujo de materia que irradia luz óptica e infrarroja de una manera característica. Esto se debe a que tales fusiones son desordenadas: se cree que una pequeña fracción de la materia rica en neutrones de las estrellas se expulsa a lo largo del plano orbital del sistema, donde los neutrones y protones se combinan para formar elementos pesados ​​y, al hacerlo, producen una firma característica de brillo. En otro informe comenta que encontraron esta firma asociada con GW170817.

Las predicciones anteriores habían sido que la salida de materia a lo largo del plano orbital conduciría a una emisión que aumentaría y luego caería durante muchos días, y que alcanzaría su punto máximo en la región infrarroja del espectro electromagnético. Pero algunos trabajos sugirieron que, para la salida aproximadamente perpendicular al plano orbital, los neutrinos producidos en la fusión interactuarían con la salida y reducirían el número de neutrones. Comparado con el caso del flujo de salida del plano orbital, esto llevaría a la producción de elementos más ligeros, como el hierro 16 , y, a su vez, daría lugar a emisiones que subirían y bajarían más rápidamente, y algunos observadores verían el máximo el rango óptico.

Varios investigadores encontraron algo así como un híbrido de estos dos escenarios. Se observa un aumento y una caída rápidos y un pico óptico. Además, la velocidad de eyección (aproximadamente el 20 % de la velocidad de la luz) y la masa (un pequeño porcentaje de la masa del Sol) son consistentes con simulaciones numéricas de fusiones de estrellas de neutrones. Por lo tanto, los tres artículos coinciden en que al menos la etapa inicial del flujo de salida observado está dominada por elementos más ligeros. Para el desarrollo posterior, sin embargo, aún no se ha llegado a un consenso.

El proceso “r” de formación de elementos pesados

Una de las cuestiones en juego es el origen de los elementos del ‘proceso r’ (el más atractivo para la mayoría de las personas es el oro). Estos elementos son llamados así porque pueden ser producidos solo en ambientes que son tan ricos en neutrones que se combinan con los núcleos más rápidamente (de ahí que la ‘r’) que los núcleos se descomponen en isótopos estables.

Los primeros trabajos favorecieron a las supernovas como el origen de estos elementos, pero en los últimos años, los análisis se han inclinado hacia la fusión de objetos compactos, como estrellas de neutrones, como las principales fábricas de procesos en r.

Por todas estas razones, GW170817 representa una oportunidad notable para hacer progresos importantes en múltiples campos de la física y la astrofísica, y despierta nuestro deseo de las muchas observaciones esperadas de fusiones de estrellas de neutrones en futuras campañas. Veamos qué nos depara la naturaleza a continuación.

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