La kilonova que originó GW170817 en todo el espectro electromagnético

Dibujo20171102 complete uvoir light curves arxiv 1710 11576

La kilonova AT 2017gfo se ha observado en todo el espectro electromagnético durante todo un mes. La razón es que originó la señal gravitacional GW170817 y el brote corte de rayos gammas GRB 170817A. Esta figura muestra las curvas de luz desde el ultravioleta al infrarrojo cercano, en concreto, 625 medidas individuales desde los 0,45 días hasta los 29,4 días de la fusión, en las bandas W2, W1, u, B, g, V, r, i, z, y, J, H y K. Gracias a ello se ha obtenido una información clave para entender las kilonovas como resultado de la fusión de estrellas de neutrones.

Esta figura está extraída de V. Ashley Villar, James Guillochon, …, Peter K. G. Williams, “The Complete Ultraviolet, Optical, and Near-Infrared Light Curves of the Kilonova Associated with the Binary Neutron Star Merger GW170817: Homogenized Data Set, Analytic Models, and Physical Implications,” arXiv:1710.11576 [astro-ph.HE]. Más información en “Photometry for GW170817,” The Open Kilonova Catalog (2017) [enlace].

Por cierto, también destacaré los cinco artículos publicados en Nature sobre este suceso: Iair Arcavi et al., “Optical emission from a kilonova following a gravitational-wave-detected neutron-star merger,” Nature 551: 64–66 (02 Nov 2017), doi:10.1038/nature24291; E. Pian et al., “Spectroscopic identification of r-process nucleosynthesis in a double neutron-star merger,” Nature 551: 67–70 (02 Nov 2017), doi:10.1038/nature24298; E. Troja et al., “The X-ray counterpart to the gravitational-wave event GW170817.” Nature 551: 71–74 (02 Nov 2017), doi:10.1038/nature24290; S. J. Smartt et al., “A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational-wave source,” Nature 551: 75–79 (02 Nov 2017), doi:10.1038/nature24303; Daniel Kasen et al., “Origin of the heavy elements in binary neutron-star mergers from a gravitational-wave event,” Nature 551: 80–84 (02 Nov 2017), doi:10.1038/nature24453; más información en M. Coleman Miller, “Gravitational waves: A golden binary,” Nature 551: 36–37 (02 Nov 2017), doi: 10.1038/nature24153.

Dibujo20171101 The merger of a binary neutron-star system nature24153-f1

La fusión de dos estrellas de neutrones es un proceso complicado y serán necesarios varios años de estudio hasta que se extraiga todo el conocimiento oculto en toda la información que se ha recabado. En esta figura artística ilustra el resultado de la fusión; en el centro se ha formado un objeto compacto de casi tres masas solares (casi con seguridad un agujero negro). En color naranja se muestra la emisión en rayos gamma, dos chorros transversales muy colimados. En el plano de la fusión, en color rojo, se ha observado una fuerte emisión infrarroja (la característica típica de las kilonovas es tener un pico en el infrarrojo). En azul se muestra la emisión óptica y en rayos X, que forma el llamado cocoon (capullo).

Los modelos teóricos de este proceso indican que una fracción de la materia rica en neutrones que se expulsa en la fusión se coloca en el plano orbital del sistema, donde los neutrones y protones se combinan para formar elementos pesados (mediante el proceso-r de la nucleosíntesis). Hay modelos que predicen que la emisión de esta materia orbital crece de forma rápida, con un pico en el infrarrojo, y cae de forma lenta durante muchos días; el resultado es la producción de elementos más pesados que el hierro. Otros modelos predicen que el pico de emisión se da en el óptico, con una subida y una caída rápidas; la razón es el efecto de los neutrinos, que conduce a una producción de elementos menos pesados que el hierro. Las observaciones indican que se ha encontrado un híbrido entre ambos escenarios.

Dibujo20171101 Timeline of the discovery and the observability of AT 2017gfo nature24291-sf1

La kilonova AT 2017gfo fue observada en múltiples bandas del espectro electromagnético durante varios días desde tres sitios del Hemisferio Sur (el Observatorio de Siding Spring en Australia, el Observatorio Astronómico Sudafricano, y el Observatorio Interamericano del Cerro Tololo en Chile). En el óptico la luz alcanzó su máximo un día después de la fusión, luego cayó de forma rápida a una velocidad de unas dos magnitudes por día en la banda g, una magnitud por día en la banda r, y 0,8 magnitudes por día en la banda i. La curva de luminosidad es la esperada según las predicciones teóricas para una kilonova.

Dibujo20171101 kilonova AT 2017gfo nature24291-f3

Esta figura muestra las curvas de magnitud aparente observadas en diferentes bandas desde el Observatorio de Las Cumbres (LCO); en total son 20 telescopios (dos de 2-m, nueve de 1-m y nueve de 40-cm) que son operados de forma robotizada. Las frecuencias de las bandas dependen del filtro usado en cada telescopio (que difiere entre los de 2-m y los demás); en concreto, la banda V (visual) está picada en 532-538 nm, la banda g (verde) en 474-475 nm, la banda r (roja) en 622-627 nm, la banda i (infrarroja) en 765-769 nm, y la banda z (infrarroja) en 869-873 nm; la banda w = g+r+i está centrada en 623 nm. Esta figura muestra las observaciones comparadas con la predicción de los modelos teóricos para kilonovas con una masa eyectada de 0,020 M⊙ (masas solares), curva continua, y de 0,025 M⊙, curva a trazos.

Estas curvas se interpretan como la combinación de tres componentes en la kilonova dependiendo de la proporción de lantánidos (A  ≳ 140) en el material eyectado. Una “azul” de baja opacidad, luego pobre en lantánidos, con una masa eyectada de M~0,016 M⊙ (masas solares) a una velocidada v~0,27 c; una “púrpura” con una opacidad intermedia, con una masa eyectada de M~0,04 M⊙ a una velocidad de v~0,14 c; y una “roja” de alta opacidad, luego rica en lantánidos, con una masa eyectada de M~0,009 M⊙ a una velocidad v~0,08 c.

Dibujo20171103 Time evolution of the AT 2017gfo spectra nature24298-f2

Esta figura muestra los espectros de AT 2017gfo desde el 18 al 17 de agosto de 2017 en el rango de longitudes de onda de 3200 Å a 24800 Å. El primer espectro (un día y medio tras la fusión) está picado en el azul, con máximo alrededor de 6.000 Å y una luminosidad total de 3,2 × 1041 erg/s, similar a un cuerpo negro de temperatura 5000 ± 200 K y un radio esférico equivalente a 8 × 1014 cm (el radio del Sol es 7 × 1010 cm). Un día antes se estimó una temperatura de 8000 K, luego el material eyectado se ha enfriado muy rápido. En el segundo espectro el máximo se desplaza a alrededor de 11 000 Å y aparecen múltiples líneas de diversos elementos.

Dibujo20171103 Optical and infrared spectra of the kilonova at 2017gfo nature24290-f2

Esta figura muestra el espectro en rayos X de la kilnova AT 2017gfo obtenido por el Observatorio de rayos X Chandra. La primera observación de Chandra, realizada a los 2,2 días, no detectó ninguna emisión de rayos X de AT 2017gfo. Las dos siguientes observaciones, 9 y 15 días después, con exposiciones totales de 50 ks y 47 ks, resp. mostraron emisión de rayos X en la misma posición que el transitorio óptico/infrarrojo. También se observó 16 día más tarde, con una señal de significación estadística similar.

En resumen, la observación en todo el espectro disponible de la kilonova nos ha ofrecido información muy relevante sobre su naturaleza. Sin lugar a dudas estos datos serán ajustados en los próximos años con los resultados de simulaciones por ordenador, lo que permitirá un comprensión muy detallada de las intimidades de la fusión de las dos estrellas de neutrones. La astronomía multimensajero con ondas gravitacionales y contrapartida electromagnética va a revolucionar nuestro conocimiento de muchos fenómenos astrofísicos (como ha ocurrido en esta ocasión con las kilonovas).


1 Comentario

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U-95U-95

Me sorprende que la contrapartida óptica a un GRB sea tan débil -esperaba una magnitud absoluta parecida a la de una supernova de tipo Ia-, aunque posiblemente sea porque el jet no estaba colimado hacia nosotros.

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