GW170608: el nacimiento de un agujero negro de unas 18 masas solares

Dibujo20171116 Time-frequency power maps of LIGO GW170608 arxiv1711 05578

Una noticia repetida deja de ser noticia. La detección directa de las ondas gravitacionales producidas por la fusión de agujeros negros ya no es noticia (al menos no merece una rueda de prensa). Hoy se ha publicado en arXiv la observación el 08 de junio de 2017 de la fusión de dos agujeros negros de unas 12 y 7 masas solares para dar lugar a un agujero negro de unas 18 masas solares con la emisión de 0,85 masas solares en energía gravitacional. La fuente está situada a unos 340 megapársecs (z ~0,07).

El artículo es The LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, “GW170608: Observation of a 19-solar-mass Binary Black Hole Coalescence,” arXiv:1711.05578 [astro-ph.HE]. Más información divulgativa en Christopher Berry, “GW170608—The underdog,” Blog, 16 Nov 2017; “LIGO and Virgo announce the detection of a black hole binary merger from June 8, 2017,” News Release, LIGO-Virgo, 15 Nov 2017; Nicolas Arnaud, “GW170608: LIGO and Virgo announce the detection of a black hole binary merger from June 8, 2017,” Virgo, 15 Nov 2017.

Dibujo20171116 The growing family of black holes Dawn Finney

Para la colaboración LIGO-Virgo la detección directa de ondas gravitacionales producidas en la fusión de dos agujeros negros parece una labor rutinaria. En el run O1 se observaron tres fusiones de agujeros negros GW150914, LVT151012 y GW151226, y en el run O2 ya se han publicado otras tres fusiones GW170104, GW170814 y GW170608 (aparte de la gloriosa fusión de dos estrellas de neutrones GW170817). El 8 de junio de 2017 se observó la onda gravitacional en el detector de LIGO Livingston, Virgo no estaba aún tomando datos y LIGO Hanford estaba en proceso de mantenimiento (commissioning), en concreto, llamado desacoplo ángulo-a-longitud (A2L decoupling). Durante este tipo de mantenimiento automático se toman datos de forma normal, pues solo se corrompen las frecuencias más bajas (en este caso alrededor de 20 Hz), que se pueden filtrar. Gracias a ello se ha podido observar GW170608.

Dibujo20171116 Amplitude spectral density LIGO observatories GW170608 arxiv1711 05578

El desacolo A2L consiste un ligero ajuste del ángulo de los espejos que actúan como masas de prueba (recuerda que la luz láser rebota entre ambos espejos). Cada espejo debe estar perpendicular a la dirección del brazo; para ello se pueden controlar dos ángulos (pitch y yaw) mediante el sistema de suspensión cuádruple que los sujeta. El proceso se realiza de forma automática mediante un sistema de control anticipativo (feedforward). La frecuencia de la excitación de control está entre 19 y 23 Hz, por ello se puede filtrar con un filtro paso banda adecuado. En el caso de la señal GW170608 el desacoplo A2L se inició dos minutos antes de recibirse la señal y se prolongó hasta 14 minutos después.

Dibujo20171116 from G1100866-v8 pendulum coordinates dcc ligo org T1600397 002

Dibujo20171116 Beam Position Fluctuations dcc ligo org T1600397 002

En el sistema de suspensión la masa de prueba es L3 y la masa sobre la que se actúa es L2, que está justo encima. En esta figura se ilustra la acción del sistema de control sobre el ángulo de pitch (también se actúa sobre el ángulo vertical de yaw). Los interesados en más detalles sobre el desacoplo A2L disfrutarán con M. Kasprzack, Hang Yu, “Beam Position from Angle to Length minimization,” Technical Note LIGO-T1600397-02, 10 Oct 2017 [PDF].

Dibujo20171116 factsheet black hole merger GW170608 dcc ligo org

En el análisis de la señal GW170608 se ha aplicado un filtro paso alto a la señal de Hanford, tomándose solo la señal por encima de 30 Hz (para evitar cualquier efecto del desacoplo A2L. Combinando Livingston y Hanford (filtrado) la señal fue detectada con una relación señal-a-ruido de 13 (más que suficiente para una detección en firme). Se trata de la fusión de dos agujeros negros de menor masa detectada hasta ahora mediante ondas gravitacionales. La masa total está entre 18 y 24 masas solares, con el primario con una masa entre 10 y 19 masas solares, y el secundario con una masa entre 5 y 9 masas solares. Como siempre hay que recordar que la incertidumbre en las masas es grande.

Dibujo20171116 Source properties for GW170608 arxiv1711 05578

En esta tabla de muestran los parámetros estimados. Como siempre cada valor refleja la mediana y el intervalo a una sigma respecto a la media; por ejemplo, para la masa total 19+5−1, la mediana es 19, la media ese 21, la desviación típica 3 y el intervalo de confianza estadística al 90% CL para la masa es [18, 24]. Se suele divulgar usando la mediana, pero no se debe olvidar que el intervalo de valores posibles no es pequeño. Te recomiendo ver de forma detenida la tabla si te interesan los valores concretos.

Dibujo20171116 Posterior probability binary component masses GW170608 arxiv1711 05578

Esta figura muestra las distribuciones estadísticas para las masas de los agujeros negros que se han fusionado. Como puedes ver son distribuciones con asimetría positiva, con mayor curtosis (apuntamiento) para la masa de la primaria (eje horizontal) que de la secundaria (eje vertical). Además, dichas distribuciones dependen del modelo teórico usado para ajustar la forma de la onda observada a las predicciones teóricas.

Dibujo20171116 Posterior probability spin parameters GW170608 arxiv1711 05578

Los agujeros negros se caracterizan por su masa (ADM) y por su espín (momento angular de cada agujero negro); además, el sistema binario también tiene masa total y espín (momento angular de ambos agujeros negros respecto a su centro de masas). La medida de la masa total del sistema binario permite determinar las masas individuales con mayor precisión de lo que permiten las medidas del espín. El espín efectivo del sistema binario (χeff), effective inspiral spin parameter, para GW170608 es de 0,07 (similar al de GW150914 que era 0,06); esto significa que los agujeros negros no rotaban, o sus ejes de rotación están en el plano orbital (perpendicular al momento angular orbital), o la dirección de sus espines es opuesta (uno rota en un sentido de giro y el otro en el opuesto). También se ha determinado (aunque mucha mayor imprecisión) el espín efectivo de precesión (χp) que mide la precesión de los espines de los agujeros negros respecto al momento angular orbital del sistema.

Dibujo20171116 black holes known mass ligo virgo

En resumen, la incertidumbre en los parámetros de los agujeros negros que se han fusionado es similar a la de las dos primeras señales observadas (GW150914 y GW151226). Lo más reseñable de GW170608 es que es el sistema binario de agujeros negros de menor masa observado con ondas gravitacionales; la masa de sus componentes es comparable a la de los agujeros negros observados en binarias de rayos X. Todo indica que ambos tipos de agujeros negros pertenecen a la misma familia.


6 Comentarios

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ouYeahouYeah

Hay un pequeño error, la masa del primario es entre 10 y 19 masas solares según la imágen y has puesto entre 9 y 19, uno de los dos se equivoca.

Un saludo.

Juan CarlosJuan Carlos

Hay una cosa que no tengo clara. Te agradecería mucho que me lo aclarases Francis.
Siempre he creido que la intensidad de una señal de onda gravitacional era una magnitud adimensional, pues es un incremento de longitud dividido por una longitud (como se suele decir una parte en diez a la menos 21, por ejemplo)
Sin embargo veo que en todas las graficas que dependen de la frecuencia, como la que aquí representas, tiene unidades de inversa de la raíz de hercio.
¿me podrias aclarar esto, y como sale esta unidad? Gracias

Francisco R. Villatoro

Juan Carlos, una cosa la amplitud (strain) de la onda gravitacional (h) y otra cosa es la densidad espectral de la señal (amplitude spectral density) cuyas unidades son h/√Hz, o strain/sqrt(Hz). Son cosas distintas, usándose la primera para el perfil de la onda y la segunda para la sensibilidad a ondas de cierta frecuencia. La razón de esto último es que interesa comparar la señal observada con las fuentes de ruido, que se caracterizan por la densidad de potencia espectral (PSD, power spectral density), cuyas unidades son h^2/Hz; por ello se suele usar una curva que representa la raíz cuadrada de la PSD, que se llama amplitud de la densidad espectral (ASD). Si quieres más información técnica te recomiendo consultar Christopher J. Moore, Robert H. Cole, Christopher P. L. Berry, “Gravitational-wave sensitivity curves,” Classical & Quantum Gravity 32: 015014 (2015), doi: 10.1088/0264-9381/32/1/015014, arXiv:1408.0740 [gr-qc].

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