LIGO y Virgo han anunciado una nueva onda gravitacional, GW190415, en el Run O3. Se trata de la primera observación de una fusión de agujeros negros con masas muy diferentes, uno de unas 30 masas solares y otro de unas 8 masas solares; el cociente entre sus masas se estima entre 1/4 y 1/3. El resultado de la fusión ha sido un agujero negro de unas 37 masas solares junto a una masa solar emitida en forma de ondas gravitacionales. Además, se ha logrado estimar el espín (momento angular) del agujero negro más masivo, resultando un valor normalizado de 0.43 (del valor máximo). Se estima que la fuente se encuentra a unos 730 megapársecs. Hasta ahora las fusiones observadas en los Run O1 y O2 eran de agujeros negros de masa similar; se estima que dichas fusiones simétricas son cinco veces más probables que las asimétricas. Sin lugar a dudas un nuevo hito en la astronomía de ondas gravitacionales.

Como bien sabrás si eres asiduo lector de este blog, estos números son estimaciones que deben ser acompañadas con intervalos de incertidumbre. La masa de los agujeros negros es de 29.7^+5.0_−5.3 M⊙, y 8.4^+1.7_−1.0 M⊙, siendo la suma de sus masas 38.1^+4.0_−3.7 M⊙, y la masa del agujero negro final de 37.0^+4.1_−3.9 M⊙. Te recuerdo que estos valores son la mediana y el intervalo a una sigma respecto a la media al 90% CL; por ejemplo, para el agujero negro final, su masa está en el intervalo (37.0−3.9, 37.0+4.1) = (33.1, 41.1) al 90% CL, siendo 37.0 la mediana y 37.1 la media. Se suele divulgar usando la mediana, pero no se debe olvidar que el intervalo de valores posibles no es pequeño y al ser el intervalo de confianza al 90%, podría ocurrir que el valor estuviera fuera de dicho intervalo (la probabilidad ronda el 10%). El espín efectivo del sistema binario es χ_eff = 0.25^+0.09_−0.11 , y el espín del agujero negro masivo es χ₁ = 0.43^+0.16_−0.26 ; por tanto, χ₁ ∈ (0.17, 0.59) al 90% CL. Y la distancia estimada a la fuente es de 730⁺¹⁴⁰₋₁₇₀  Mpc, o sea, entre 560 y 870 megapársecs al 90% CL.

El artículo es LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration, «GW190412: Observation of a Binary-Black-Hole Coalescence with Asymmetric Masses,» LIGO-P190412-v8 (18 Apr 2020) [PDF]. Recomiendo leer al siempre instructivo Chirstopher Berrry, «GW190412—A new flavour of binary black hole,» Gravitational-Wave Astronomer, 18 Apr 2020; sobre todo la parte de precesión que no presento aquí.

Esta tabla muestra la estimación de todos los parámetros del sistema binario de agujeros negros que se han fusionado estimados con dos algoritmos: EOBNR PHM (Effective-One-Body Numerical Relativity Precessing model with Higher-Multipoles) e IMR Phenom PHM (Inspiral–Merger–Ringdown Phenomenological model with Precession and Higher-Multipoles). En la figura se muestra la densidad de probabilidad para el cociente de las masas de los agujeros negros que se han fusionado para cinco algoritmos, dos con precesión (EOBNR PHM y IMR Phenom PHM) y tres sin precesión (EOBNR HM, IMR Phenom HM y NRSur HM, donde el último son las siglas de Numerical Relativity Surrogate Model with Higher-Multipoles). No entraré en los detalles que diferencian estos modelos, solo quiero destacar que sus resultados difieren un poco, aunque son coherentes entre sí, y que se pueden combinar (como se muestra en la tabla para EOBNR PHM e IMR Phenom PHM).

Permíteme destacar que muchos de los parámetros de los agujeros negros que se fusionan dependen entre sí, por ello se representan como distribuciones de probabilidad en un plano. Esta figura muestra dos ejemplos. Pero primero recuerda que los agujeros negros astrofísicos se describen mediante agujeros negros tipo Kerr, es decir, con masa y momento angular (llamado espín).  La figura a la derecha muestra la distribución de probabilidad para la distancia a la fuente según su luminosidad como onda gravitacional, D_L, y la inclinación en la dirección que apunta hacia la Tierra del eje de rotación el sistema binario (o de su momento angular total), θ_JN.

La figura a la izquierda muestra la distribución de probabilidad del parámetro de espín efectivo durante la fase de acercamiento en espiral (effective inspiral spin parameter) χ_eff  en función del cociente de masas q = m₂/m₁ (convenio de LIGO-Virgo, diferente al de algunos libros de texto); el espín efectivo se encuentra entre +1, cuando ambos espines apuntan en la misma dirección y ésta corresponde a la de su movimiento orbital, y −1, cuando su dirección común es opuesta a la del movimiento orbital, siendo 0 cuando los agujeros negros no rotan o sus espines individuales apuntan en direcciones opuestas; como ya indiqué más arriba, se estima χ_eff = 0.25^+0.09_−0.11 .

El espín normalizado del agujero negro más masivo χ₁ tiene un valor entre 0 para un agujero negro de Schwarzschild y 1 para un agujero negro de Kerr con momento angular máximo (que equivale a que el horizonte de sucesos se mueva a la velocidad de la luz en el vacío); como ya indiqué más arriba, se estima que χ₁ = 0.43^+0.16_−0.26 .

En resumen, un nuevo gran resultado de la astronomía de ondas gravitacionales gracias a los dos detectores de LIGO y el detector Virgo. Este año, debido a la COVID-19, el Run O3 ha tenido que finalizar antes de tiempo, pero se han observado 56 ondas gravitacionales cuyo análisis se publicará en los próximos meses. Sin lugar a dudas me haré eco de ellas conforme se vayan publicando (recuerda que el Run O3 se inició el 1 de abril de 2019 y esta nueva señal se observó pocos días después, el 12 de abril de 2019).