El primer tercio del Run O3 de LIGO-Virgo (llamado O3a) ha observado 39 nuevas ondas gravitacionales. Junto a las 11 ya observadas por los Run O1 y O2 (catálogo GWTC-1), totalizan 50 en el segundo catálogo de ondas gravitacionales (GWTC-2, por Gravitational-Wave Transient Catalog). En lugar de presentar cada fuente por separado (solo se ha hecho con la más masiva), se publican cuatro artículos con diversos análisis estadísticos del catálogo. Por primera vez, el catálogo incluye ondas gravitacionales (8 de las 39) que se han extraído de señales con glitches (transitorios de ruido de corta duración); el proyecto de ciencia ciudadana Gravity Spy ayuda a identificar estas señales. Además 11 de las 39 señales no aparecían en el listado de alerta de candidatas GraceDB. La Astronomía de Ondas Gravitacionales promete revolucionar nuestro conocimiento sobre la distribución de los agujeros negros en el universo.
Las nuevas ondas gravitacionales del Run O3a anticipan números similares (~40) en los Run O3b y RunO3c, cuyo análisis está en curso; así se observarán unas 120 gravitondas en el Run O3. En el GWTC-2 se incluye en el nombre de las gravitondas la hora UTC además de la fecha (pues se han detectado dos algunos días); así la gravitonda GW190701_203306 fue detectada a las 20:33:06 UTC el 1 de julio de 2019. Por cierto, la gravitonda GW190521_074359 ha alcanzado una relación señal-ruido (SNR) de 24.4, la misma que alcanzó GW150914 (las gravitondas del GWTC-1 mantienen su nombre sin hora UTC). GW190521_074359 corresponde a la fusión de dos agujeros negros con 42.1+5.9−4.9 y 32.7+5.4−6.2 masas solares a una distancia de 1280+380−570 Mpc (recuerda que GW150914 era la fusión de dos agujeros negros con masas 35.6+4.7−3.1 y 30.6+3.0−4.4 a 440+150−170 Mpc, y que la notación 440+150−170 significa que la mediana es 440 en el intervalo (440−170, 440+150) = (270, 590) al 90 % de confianza estadística.
Entre las nuevas gravitondas destacan, además de GW190412 (LCMF, 19 abr 2020), GW190425 (LCMF, 06 ene 2020), GW190521 (LCMF, 02 sep 2020) y GW190814 (LCMF, 24 jun 2020), otras cuatro: GW190426_152155, la fusión de un agujero negro de 5.7+4.0−2.3 masas solares con un objeto compacto (quizás una estrella de neutrones, pero no se descarta otro agujero negro) de 1.5+0.8−0.5 masas solares a 380+190−160 Mpc; GW190514_065416, la fusión de dos agujeros negros con 36.9+13.4−7.3 y 27.5+8.2−7.7 masas solares a 4930+2760−2410 Mpc, que tiene el espín alineado efectivo (−0.16+0.28−0.32) más pequeño; GW190517_055101, la fusión de dos agujeros negros con 36.4+11.8−7.8 y 24.8+6.9−7.1 masas solares a 2110+1790−1000 Mpc, que tiene el espín alineado efectivo (0.53+0.20−0.19) más grande; y
GW190924_021846, la fusión de dos agujeros negros con 8.8+7.0−2.0 y 5.0+1.3−1.9 masas solares a 570+220−220 Mpc, que es el sistema binario de agujeros negros confirmado de menor masa (si no lo es GW190426_152155).
Los nuevos artículos son the LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, «GWTC-2: Compact Binary Coalescences Observed by LIGO and Virgo During the First Half of the Third Observing Run,» arXiv:2010.14527 [gr-qc] (27 Oct 2020); the LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, «Population Properties of Compact Objects from the Second LIGO-Virgo Gravitational-Wave Transient Catalog,» arXiv:2010.14533 [astro-ph.HE] (27 Oct 2020); the LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, «Tests of General Relativity with Binary Black Holes from the second LIGO-Virgo Gravitational-Wave Transient Catalog,» arXiv:2010.14529 [gr-qc] (27 Oct 2020); the LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, «Search for Gravitational Waves Associated with Gamma-Ray Bursts Detected by Fermi and Swift During the LIGO-Virgo Run O3a,» arXiv:2010.14550 [astro-ph.HE] (27 Oct 2020).
La gravitonda GW190701_203306 es una de las ocho que se han extraído de una señal combinada con transitorios de ruido (glitches). Este tipo de proceso se consideraba muy arriesgado en los Run O1 y O2, pero tras cinco años de uso de los detectores y haber observado muchos ejemplos se dispone de información suficiente para identificarlos y eliminarlos de la señal. Por supuesto, se trata de un análisis delicado, que podría conllevar un cambio en la señal gravitacional; por fortuna, los investigadores de LIGO y Virgo tienen modelos detallados de los transitorios observados sin señal gravitacional que les permite una limpieza de algunas de las señales contaminadas con ellos. Como este proceso requiere cierto tiempo, dichas gravitondas no aparecen entre las alertas automáticas del sistema GraceDB.
La relación señal-ruido (SNR) de una gravitonda se determina sin usar un modelo (template), pero también se puede determinar usando un modelo de relatividad general (la llamada SNRGR). Usando este parámetro hay dos ondas que superan a GW150914 (SNR = 24.4), GW190521 074359 con SNRGR = 25.71 y GW190814 con SNRGR = 25.06. En este figura, las gravitondas de O1 y O2 se representan con circunferencias (círculos vacíos) y las de O3a con círculos (círculos rellenos). Por cierto, solo se seleccionaron señales a las que alcanzan SNRGR > 8 (en el O3a la menos significativa es GW190828 065509 con SNRGR = 9.67).
Los astrofísicos pensaban que en el intervalo de masas entre 2.5 y 5 masas solares no existían objetos compactos (las estrellas de neutrones tienen menos de 2.5 masas solares y los agujeros negros astrofísicos observados tenían más de 5 masas solares); durante el Run O3a se han observado ondas gravitacionales como GW190814 y G190924_021856 con objetos compactos en dicho rango de masas. Además, se pensaba que era muy difícil que existieran sistemas binarios de agujeros con una masa total superior a 100 masas solares, sin embargo, se han observado cuatro: GW190519_153544, GW190602_175927, GW190706_222641 y GW190521, esta última supera las 150 masas solares. Más aún, se pensaba que era muy difícil observar fusiones de agujeros negros con masas muy desiguales, que permiten estudiar los armónicos superiores de la onda gravitacional, pero en el GWTC-2 hay dos, GW190412 y GW190814.
Los espines (momentos angulares) de los sistemas binarios observados con ondas gravitacionales revelan información muy relevante sobre su evolución y formación. Recuerda que hay cuatro espines (momentos angulares) asociados a la fusión del sistema binario, los de cada uno de los agujeros negros que se fusionan, el del propio sistema binario que forman y el del agujero negro final; además, recuerda que el momento angular es un vector con módulo y dirección que puede realizar un movimiento de precesión. Muchos parámetros que hay que estimar a partir de los perfiles de las señales observadas por los detectores; cuando KAGRA e IndIGO acompañen a los LIGO y Virgo se espera recabar parte de esta información con suficiente significación estadística. Mientras tanto, nos tenemos que conformar con el llamado espín
alineado efectivo (χeff), una combinación particular de los espines de los agujeros negros antes de la fusión con un valor entre −1 y 1; un valor negativo indica espines no alineados, lo que apunta a que el sistema binario se formó en un entorno denso, como un cúmulo globular. En el GWTC-2 no se ha identificado ningún valor negativo (al 90 % CL), pero es posible que GW190514_065416 lo tenga. Además, se observan indicios de la presencia de precesión en el sistema binario en las gravitondas GW190412 y GW190521. Quizás no se considere algo revolucionario, pero las observaciones de LIGO y Virgo no ofreciendo mucha información sobre los agujeros negros que ignorábamos.
Desde el punto de vista de la Física Fundamental, lo más relevante de las gravitondas son los tests de la Teoría General de la Relatividad en el régimen de campo fuerte (el que aplica a las fusiones de agujeros negros). Se han realizado 8 tests de relatividad general, pero destaco solo el relacionado con los parámetros postnewtonianos (que permiten aproximar el perfil de la onda gravitacional durante el spiralling anterior a la formación del merger). Se ha mejorado en un factor ∼2 las estimaciones logradas con los Run O1 y O. También se ha estudiado si el momento cuadripolar observado inducido por el espín corresponde a la fusión de agujeros negros de Kerr (pero el resultado obtenido es poco significativo). Incluso se han limitado las posibles violaciones de la simetría de Lorentz y se ha acotado la masa del gravitón mg ≤ 1.76 × 10−23 eV/c2 al 90 % CL. Sin entrar en más detalles, no se ha encontrado ningún indicio de nueva física más allá de la teoría general de la relatividad. En mi opinión, hasta que no se publique el Run O3 completo, no merece la pena una discusión detallada de estos límites.
No se ha observado ninguna contrapartida electromagnética de ninguna las gravitondas, ni siquiera de las que aparentan involucrar estrellas de neutrones. Muchos telescopios han realizado una búsqueda de brotes de rayos gamma (GRBs, por Gamma-Ray Bursts) en la región de cielo donde se han observado las gravitondas. Para las fusiones de agujeros negros (BBH) no se espera observar ninguno; sin embargo, en las fusiones de estrellas de neutrones (BNS), y de una estrella de neutrones y un agujero negro (NSBH) se espera la generación simultánea tanto de neutrinos como de ondas electromagnéticos con un amplio espectro; pero como son señales muy colimadas solo serían observables si apuntan en dirección hacia la Tierra y, en el caso de los fotones, si la fuente está suficientemente cerca. No se han observado ni neutrinos ni fotones entre el 1 de abril de 2019 y el 1 de octubre de 2019.
El único candidato es GRB 190610A (parte derecha de la figura), que podría haber sido producido por la fusión de dos estrellas de neutrones a más de 63 Mpc (unos 200 millones de años luz). Hay una galaxia muy cercana en el cielo a unos 165 Mpc (unos 600 millones de años luz), que podría alojar a la pareja de estrellas de neutrones. Sin embargo, no se observó ninguna onda gravitacional el 10 de junio, ni siquiera entre el 2 y el 20 de junio de 2019 (elijo las fechas en las que se observaron GW190602_175927 y GW190620_030421). No se ha repetido el enorme éxito que se obtuvo con GW170817, que vino acompañada de sGRB170817, la primera kilonova observada mediante astronomía multimensajero.
La astronomía de ondas gravitacionales nació en septiembre de 2015 y en solo cinco años nos ha ofrecido 50 gravitondas. El Run O3a de LIGO-Virgo ha ido viento en popa, como también han ido el Run O3b y el Run O3c (aunque el fin de este último se adelantó por la pandemia de COVID-19). LIGO-Virgo han logrado en el Run O3 cubrir una volumen observable un 63 % más grande (para la búsqueda de binarias de estrellas de neutrones, BNS en la figura). Sin lugar a dudas, el rendimiento de LIGO y Virgo es excelente, y todos estamos deseando ver los resultados del Run O3 completo.
¿Sabes Francis si hay fecha programada para el Run 4, y si cuando comience KAGRA estará listo para trabajar junto LIGO y VIRGO?
Juan Carlos, a día de hoy está planificado que el Run O4 se inicie en septiembre/octubre de 2021 con LIGO+Virgo+KAGRA y el Run O5 para finales de 2024, con la incorporación de IndIGO (LIGO-India) a mediados de 2025. KAGRA estará listo sin problemas en 2021.
O4: 2022 y no necesariamente en enero, más bien primavera.
Gracias, Alicia.
Veo que los top en este campo veis este blog. Indicador claro de la calidad de la información del mismo. Un saludo desde Asturias para Alicia sintes gracias por tu trabajo. Quizás sea un pequeño porcentaje de los humanos los que saben de la importancia de este trabajo.Pero los que lo sabemos te lo agradecemos gracias
El neologismo en ingles para Gravitonda seria «Gravitwave»? ¿lo usan ya los astrónomos internacionales?
No, R.M.C., el neologismo es un guiño a los seguidores de este blog que son oyentes del podcast Coffee Break: Señal y Ruido, donde se introdujo dicho término. Surgió por la polémica entre ondas gravitatorias y ondas gravitacionales. Los astrónomos gravitacionales no usan el término graviwave en inglés, que ha sido usado por algunos divulgadores, pero muy pocos.
Porque no hay eventos con los agujeros negros supermasivos del centro de las galaxias??? Es algo un poco extraño…… una explicacion cientifica me gustaria leer….
Francisco, porque emiten ondas gravitacionales con una frecuencia en el rango de los milihercios (~0.1 a ~100 mHz), observables por el futuro LISA, pero imposibles de observar por los LIGO, que solo pueden observar en el rango de los kilohercios (desde ~0.02 a ~2 kHz).
Muchas gracias por la respuesta Francis, era algo que me llamaba la atencion y no lo entendia. Un saludo 🙋♂️
Otra gran inversión en ciencias, felicitaciones a todo el equipo de la colaboración LIGO-VIRGO por su esfuerzo y excelente trabajo. Esperemos que KAGRA, IndIGO y LISA se unan pronto a la fiesta.
Gracias Francis.