La colaboración LIGO-Virgo analizó la onda gravitacional GW170817, producida por la fusión de dos estrellas de neutrones, de la forma más aséptica posible. Se publica ahora un nuevo análisis que asume que ambas estrellas de neutrones están descritas por la misma ecuación de estado y que sus espines (momentos angulares) están en el rango típico de las estrellas de neutrones en nuestra galaxia. Así se logra mejorar la estimación para sus radios a R1 = 10.8 +2.0 −1.7 km, y R2 = 10.7 +2.1 −1.5 km, al 90% CL (si la ecuación de estado de las estrellas de neutrones permitiera alcanzar masas de hasta 1.97 M☉ (masas solares), entonces se obtendría R1 = R2 = 11.9 ± 1.4 km al 90% CL). Además se presenta un nueva estimación de su ecuación de estado (relación p(ρ) entre la presión y la densidad).
También se publica una estimación de todos los parámetros del sistema binario gracias al análisis de la señal GW170817 desde una frecuencia de 23 Hz, en lugar de los 30 Hz usados en el análisis inicial, hasta 2048 Hz. Se ha recalibrado la señal observada por Virgo, se ha usado un estimación mejorada de la distancia a la galaxia NGC 4993 (en concreto z = 0.0099), y se han usando modelos teóricos más sofisticados para el perfil de la onda (TaylorF2, SEOBNRT, PhenomDNRT y PhenomPNRT). Gracias a todo ello se estima que las masas de las componentes están entre 1.00 y 1.89 M☉ si su espín puede ser arbitrario, pero solo entre 1.16 y 1.60 M☉ (con una masa total de 2.73 +0.04 −0.01 M☉) si su espín es típico. También se ha estimado el espín de ambas componentes y los resultados apuntan es que es un valor bajo (aunque tienen mucha incertidumbre).
Los nuevos resultados no cambian las conclusiones que ya se conocían, pero nos indican que un análisis más profundo de la señal observada permite afinar en la estimación de sus parámetros. Los artículos son The LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, «Properties of the binary neutron star merger GW170817,» arXiv:1805.11579 [gr-qc], y «GW170817: Measurements of neutron star radii and equation of state,» arXiv:1805.11581 [gr-qc].
[PS 31 May 2018] Recomiendo también el reciente artículo Tuhin Malik, N. Alam, …, S. K. Patra, «GW170817: constraining the nuclear matter equation of state from the neutron star tidal deformability,» arXiv:1805.11963 [nucl-th], que estima el radio de una estrella de neutrones canónica de 1.4 M⊙ entre 11.82 ⩽ R ⩽ 13.72 km. [/PS]
Los nuevos resultados estiman con mayor precisión la inclinación θJN del plano orbital de la binaria (vista desde la Tierra) y su distancia en función de su luminosidad DL (ver figura izquierda). También mejoran la estimación de las masas de ambas componentes (ver figura derecha); recuerda que la señal gravitacional nos ofrece una información fiable llamada chirp mass, M = (m1 m2)3/5/(m1 + m2)1/5, habiendo una fuerte correlación entre las masas componentes (la línea curva que se observa en la figura derecha).
También se ha mejorado la estimación del espín efectivo (χeff) con respecto al cociente de masas (q). Para un cociente igual a la unidad, el espín efectivo es muy bajo. No podemos conocer el espín de cada componente (recuerda que se llama espín al momento angular y que no tiene nada que ver con la física de partículas), siendo un valor bajo de χeff indicativo de que las componentes no rotan, o bien sus ejes de giro están en el plano orbital, o bien ambos ejes de giro están alineados pero rotando en sentidos opuestos; lo más plausible en este caso creo que es la primera opción (que ambas componentes rotan a baja velocidad sobre sí mismas).
Esta tabla resume las nuevas estimaciones de los parámetros. Quizás su interés se limita a los expertos. Sin embargo, me parece muy interesante recordar que en Física los datos lo son todo, y que los análisis iniciales de los datos siempre son una primera estimación; análisis posteriores refinan dicha estimación y siempre nos ofrecen información más fiable.