LIGO y Virgo publican hoy la observación de dos firmes candidatos a fusión de estrella de neutrones y agujero negro (NSBH) mediante ondas gravitacionales en el Run O3b. GW200115 y GW200105 son las fusiones de dos objetos, el primario con más de cinco masas solares (un agujero negro) y el secundario con menos de dos (una estrella de neutrones con alta probabilidad). En concreto, para GW200115 son M☉ y M☉, y para GW200105 son M☉ y M☉. Sin lugar a dudas un nuevo gran éxito de la Astronomía de Ondas Gravitacionales.

Recuerda, GW150914, la primera señal observada en el LIGO-Virgo Run O1, era producto de la fusión de dos agujeros negros (BBH); ahora tenemos unas 50. Más tarde su publicó la primera fusión de dos estrellas de neutrones, GW170817, en el LIGO-Virgo Run O2, que se confirmó gracias a la observación multimensajero de sGRB170817 (la segunda se observó GW190425 en el Run O3a, pero sin contraparte electromagnética). Los dos primeros candidatos a fusión NSBH fueron GW190426_152155 (LCMF, 29 oct 2020) y GW190814 (LCMF, 24 jun 2020), pero no se podía descartar que se tratara de fusiones de dos agujeros negros, pues el secundario tenía más de dos masas solares.

Con GW200115 y GW200105 la probabilidad de que el secundario sea un agujero negro es muy baja, pero como no se ha observado contraparte electromagnética no se puede descartar esta posibilidad; aunque lo cierto es que las simulaciones por ordenador indican que estas fusiones NSBH han emitido muy poca masa, del orden de una millónesima de una masa solar, insuficiente para que se pudiera observar algo. ¿Se puede asegurar que se ha observado una fusión NSBH? No al 100 %, pues las sutilezas que diferencian la señal gravitacional de una fusión NSBH y de una BBH son más pequeñas de lo que se puede distinguir en la señal observada. Se han usado perfiles NSBH para ajustar la señal, pero solo en futuras observaciones (con mayor SNR por ser más cercanas y quizás con más detectores) se podrá confirmar con absoluta seguridad que el secundario es una estrella de neutrones.

La versión oficial de la Colaboración LIGO-Virgo es que se ha observado la primera fusión NSBH en GW200115 o GW200105 (una de ellas o ambas); pero estoy seguro de que en el próximo lustro acabaremos observando una señal NSBH que no genere dudas. Ello no resta relevancia al nuevo descubrimiento. El artículo es The LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, and the KAGRA Collaboration, «Observation of gravitational waves from two neutron star–black hole coalescences,» Astrophysical Journal Letters 915: L5 (29 Jun 2021), doi: http://doi.org/10.3847/2041-8213/ac082e, arXiv:2106.15163 [astro-ph.HE] (29 Jun 2021) [PDF en DCC LIGO]. Recomiedo encarecidamente leer a Christopher Berry, «GW200115 and GW200105—Completing the set,» Gravitational-Wave Astronomer, 29 Jun 2021.

Como muestra esta figura, la señal GW200115_042309 fue observada por los tres detectores (Hanford+Livingston+Virgo) el pasado 15 de enero de 2020 a las 04:23:09 UTM y GW200105_162426 por Livingston y Virgo (Hanford no tomaba datos) el 05 de enero de 2020 a las 16:24:26 UTM. Ambas señales son muy claras, a pesar de que a primera vista, para una persona no entrenada, la representación tiempo-frecuencia mostrada en esta figura no parezca tan clara como lo que recordamos de la famosa GW150914.

Este diagrama muestra que la relación señal/ruido (SNR) para GW200105 es de 13 (recuerda que la de GW150914 fue de 24, por eso la señal era tan clara que cualquiera podía verla sin entrenamiento). Para GW200115 la SNR es algo menor de 10, aunque fue observada por tres detectores; sin embargo, está claramente por encima del límite inferior en el Run O3 que ronda 8 (por ello GW190426 no se consideraba una señal clara de fusión NSBH).

En cuanto a la región del cielo donde se estima que se encuentra la fuente es mucho más pequeña para GW200115 (observada por tres detectores) que para GW200105 (observada por dos). Obviamente, incluso así, sin contraparte electromagnética es imposible saber en qué galaxia se encontraban las fuentes.

Esta tabla resume los parámetros de las fuentes de ambas ondas gravitacionales asumiendo que el secundario (la supuesta estrella de neutrones) tiene un espín (momento angular) pequeño (χ₂ < 0.05) o sin esta restricción (χ₂ < 0.99). Puedes ver la distancia a la fuente a partir de la luminosidad de la onda gravitacional y el desplazamiento al rojo estimado.

Como siempre hay que recordar que todos los parámetros de las fuentes de la onda gravitacional tienen cierta incertidumbre. Por ejemplo, el perfil de la onda permite determinar una combinación de las masas (chirp mass), (m₁ m₂)^3/5/(m₁+m₂)^1/5, lo que lleva a la figura mostrada a la izquierda; o la distancia de luminosidad está relacionada con la inclinación del plano del sistema binario respecto a la dirección hacia la Tierra, como muestra la figura mostrada a la derecha.

Para estimar la distribución de fusiones en sistemas binarios de estrellas de neutrones y agujeros negros se requiere una buena estadística. Aún así, solo con dos candidatos, se publica la distribución de probabilidad en función de la distancia mostrada en esta figura. La línea negra asume una población más numerosa (se incluye GW190814 como NSBH); la línea verde es más conservadora (solo incluye GW200105 y GW200115). En ambos casos, se esperan nuevas detecciones en el LIGO-Virgo-KAGRA Run O4.

En resumen, otro gran logro de LIGO-Virgo-KAGRA que anticipa la publicación del catálogo de observaciones del Run O3b (los segundos seis meses del último año de observación); las publicaciones son firmadas por KAGRA, aunque en el O3b no me consta que pudiera observar ninguna señal. La astronomía de ondas gravitacionales promete revolucionar nuestro conocimiento de la física de las estrellas de neutrones y de los agujeros negros en esta década, cuando IndIGO (LIGO-India) se una a LIGO, Virgo y KAGRA en la exploración de fuentes en nuestro entorno cercano del universo.