Las nuevas 35 ondas gravitacionales del run O3b de LIGO y Virgo

Por Francisco R. Villatoro, el 8 noviembre, 2021. Categoría(s): Astronomía • Ciencia • Física • Noticias • Physics • Science ✎ 6

Se acaban de publicar 35 nuevas ondas gravitacionales observadas por LIGO-Virgo Run O3b (entre el 1 de noviembre de 2019 y el 27 de marzo de 2020); el nuevo catálogo GTWC-3 ya alcanza las 90 ondas gravitacionales. Se publican cuatro artículos firmados por las colaboraciones LIGO, Virgo y KAGRA, firmados por 1655 autores. Usando las 76 señales con mayor relación señal a ruido, se estima una tasa de fusiones de estrellas de neutrones (BNS) entre 13 y 1900 por GPc³ (gigapársec cúbico) y año, de fusiones de estrella de neutrón y agujero negro (NSBH) entre 7.4 y 320 por GPc³ y año, y de fusiones de agujeros negros (BBH) entre 16 y 130 por GPc³ y año; este último número cambia con el desplazamiento al rojo, siendo entre 17.3 y 45 por GPc³ y año para z=0.2 (todas estas estimaciones al 90 % CL). Estos números prometen que la astronomía de ondas gravitacionales nos ofrecerá cientos de señales a finales de esta década.

Usando los telescopios de rayos gamma Fermi y Swift de la NASA no se ha observado ninguna contraparte electromagnética asociada a las 35 nuevas ondas gravitacionales. Así que GW170817 (Run O2) sigue siendo la única sirena estándar observada. Usando 47 de las señales del GWTC-3 se ha actualizado la estimación de la constante de Hubble obtenida con GW170817 hasta H₀ = 68⁺¹³₋₇ km/s/Mpc (al 68 % CL); valor que se puede mejorar a H₀ = 68⁺⁸₋₆ km/s/Mpc (al 68 % CL), si se fija a priori la distribución de sus fuentes; por desgracia, este valor tiene poca relevancia cosmológica por su gran error. No hay sorpresas reseñables entre las nuevas señales observadas, por lo que no se ha destacada ninguna de ellas en un artículo específico. Lo más relevante es que la estadística crece y con ello se pueden empezar a poner a prueba diferentes modelos de formación de binarias compactas que acaban en fusiones.

El nuevo catálogo GWTC-3 y su análisis se presenta en cuatro artículos firmados por 1655 autores, The LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, the KAGRA Collaboration, «GWTC-3: Compact Binary Coalescences Observed by LIGO and Virgo During the Second Part of the Third Observing Run,» arXiv:2111.03606 [gr-qc] (05 Nov 2021); «Constraints on the cosmic expansion history from GWTC-3,» arXiv:2111.03604 [astro-ph.CO] (05 Nov 2021); «The population of merging compact binaries inferred using gravitational waves through GWTC-3,» arXiv:2111.03634 [astro-ph.HE] (05 Nov 2021); «Search for Gravitational Waves Associated with Gamma-Ray Bursts Detected by Fermi and Swift During the LIGO-Virgo Run O3b,» arXiv:2111.03608 [astro-ph.HE] (05 Nov 2021).

Entre las 35 nuevas ondas gravitacionales del run O3b ninguna ha merecido un artículo específico. Aún así, se han destacado las seis señales mostradas en esta tabla. Quizás, la más destacable es la señal GW191219 (recuerda, los números significan que fue observada en 2019, el 19 de diciembre) de tipo NSBH, la fusión de una estrella de neutrones de baja masa, 1.17 M⊙ (masas solares) y un agujero negro de 31.1 M⊙, que presenta el cociente entre masas más extremo (q = 0.038) observado hasta el momento. La señal GW2o0220 es la más masiva, el sistema binario tenía 148 M⊙, se emitieron 7 M⊙ y el resultado final fue un agujero negro de 141 M⊙ (la más masiva hasta ahora se observó en el O3a, GW190426, que dio lugar a un agujero negro de 175 M⊙).

La señal GW200210 presenta el agujero negro de menor masa del O3b, 2.83 M⊙, que bien podría ser algún tipo de estrella compacta de gran masa; en el O3a hubo un caso más exagerado de esta posibilidad, GW190814, con una masa de 2.6 M⊙. También destaca la señal GW191109, la señal con el espín efectivo más negativo, que como siempre tienen mucha incertidumbre, es el más firme candidato a una binaria formada por acoplamiento dinámico. Finalmente, GW191129, el agujero negro menos masivo, 17.6 M⊙, formado tras una fusión observada en el O3b.

Esta tabla presenta ocho señales representativas, incluyendo la masa efectiva (chirp), ℳ = (m1 m2)3/5/(m1 + m2)1/5, el cociente de masas, q = m1/m2, la distancia de luminosidad estimada en gigapársecs, DL, y la estimación de los espines (momentos angulares) de los agujeros negros del sistema binario. Destacan las señales GW191109 y GW191204 en las que se han podido estimar los espines de ambos componentes (por cierto, el nombre GW191109_010717 hace referencia a la fecha, 09 de noviembre de 2019 y la hora UTC, 01:07:17, ya que en el O3 se han observado más de una señal el mismo día se decidió incluir la hora).

Para estimar la distribución de masa del objeto primario (el más masivo de la binaria que se fusiona) de las ondas gravitacionales observadas se han usado cuatro modelos: una ley de potencia ajustada a cada pico (PP), una ley de potencia y un modelo polinomial a trozos tipo spline (PS), un proceso gaussiano en cada trozo de tipo  binned (BGP) y un modelo flexible que mezcla los otros resultados (FM). La distribución de masa de las 74 ondas gravitacionales observadas con mejor relación señal a ruido (70 BBH, 2 BNS y 2 NSBH) muestra picos a ~10 M⊙ y ~35 M⊙, y quizás también a ~18 M⊙ (con los modelos BGP y PP no se observa). Se conocen dos modelos básicos de formación de binarias compactas (BBH, BNS y NSBH): por un lado, la explosión como supernovas de binarias de estrellas masivas y, por otro lado, el acoplamiento dinámico de dos objetos compactos en cúmulos globulares muy densos; los primeros suelen tener su espín (momento angular) alineado con el de su órbita, mientras los segundos presentan una distribución aleatoria de los espines. Los modelos de evolución binaria pueden explicar el primer pico, observado en el rango de 8–10 M⊙, pero el origen del otro pico a ~35 M⊙ (y del aparente pico a ~18 M⊙) aún no tienen ninguna explicación convincente (de hecho, ningún modelo de formación de sistemas binarios predecía su existencia).

La distribución de masa para las estrellas de neutrones observadas (en señales BNS y NSBH) tiene un mínimo en 1.2+0.1−0.2 M⊙ y un máximo en 2.0+0.3−0.2 M⊙. Este límite máximo para la masa de estas estrellas es compatible con las observaciones usando púlsares. No se observa de forma clara la brecha (mass gap) esperada entre 3 y 5 M⊙ entre las estrellas de neutrones más masivas y los agujeros negros menos masivos; aunque los datos son compatibles con su existencia. Tampoco se observa la brecha esperada entre 50 y 120 M⊙ debida a la inestabilidad de pares que penaliza explosiones de supernovas en dicho rango; quizás los agujeros negros en dicho rango de masas que se han observado se formaron por la fusión de binarias de agujeros negros previas, la llamada formación jerárquica. Un mayor número de observaciones y mejores modelos teóricos tendrán que clarificar esta hipótesis.

Esta figura a la izquierda muestra la distribución del espín efectivo de la binaria, χeff= (m1 χ1 + m2 χ2)·L/(m1 + m2), donde espines negativos significa que el momento angular de los agujeros negros (χ1χ2) tiene sentido opuesto al momento angular orbital (L); y a la derecha muestra el espín estimado para la componente más rápida (χA) y más lenta (χB) del sistema binario. Ambos resultados son compatibles con lo esperado para ambos escenarios de formación de sistemas binarios. La distribución de los espines efectivos es muy simétrica (izquierda), mostrando la gran aleatoriedad de sus ángulos de inclinación respecto al momento angular orbital; los casos en los que el espín es negativo sugieren binarias formadas dinámicamente.

Se han observado dos correlaciones no esperadas según la teoría: los sistemas de menor masa parecen tener espines más pequeños, con los espines mayores restringidos a los sistemas de mayor masa; además los sistemas binarios con masa más desigual tienen espines más grandes que están alineados con el eje orbital. Una hipótesis que explicaría estos datos es que son resultado de no separar las dos poblaciones (según su proceso de formación) en el espacio de parámetros de espín y masa. Futuras observaciones y análisis teóricos tendrán que clarificar si esta hipótesis es correcta.

Otro resultado nuevo es que las tasa de fusiones observadas crece con el desplazamiento al rojo. Obviamente, esto es lo esperado dado que la tasa de formación de estrellas también crece con el desplazamiento al rojo y a mayor cantidad de estrellas mayor cantidad de objetos compactos que se pueden fusionar. Sin embargo, los datos del catálogo GWTC-2 apuntaban a una tasa de fusión casi constante con el desplazamiento al rojo, lo que en su momento llamó la atención; con el catálogo GWTC-3 se excluye que esta curva sea plana al 99.4 % de credibilidad. Aún así, el intervalo de error de esta curva sigue siendo grande, con lo que habrá que esperar al Run O4 (catálogo GWTC-4) para disponer datos con la precisión suficiente para sesgar modelos de composición del universo y de los procesos de formación estelar.

Se necesitan unas diez ondas gravitacionales con contraparte electromagnética (las llamadas sirenas cósmicas, similares a GW170817 y sGRB170817) para poder estimar el valor actual de la constante de Hubble con una precisión comparable a las estimaciones cosmológicas usando el fondo cósmico de microondas y a las astrofísicas usando candelas estándar (cefeidas y supernovas Ia). El nuevo resultado obtenido usando la señal GW170817 y 47 señales sin contraparte electromagnética tiene unos márgenes de error tan grandes que es irrelevante para la tensión de Hubble entre el valor cosmológico H₀ ≈ 68 km/s/Mpc de Planck y el valor astrofísico H₀ ≈ 74 km/s/Mpc de SH0ES.

Ello no quita que tenga mucho mérito que usando el catálogo GLADE+ (Galaxy Catalogue for Multi-Messenger Searches in the Advanced Gravitational-Wave Detector Era) se haya reducido en un 41 % el error con respecto a la estimación que usó el catálogo GTWC-1 (es decir, solo la señal GW170817); de hecho se ha publicado un artículo de 30 páginas detallando el algoritmo usado. Sin embargo, la estimación de las distancias usando ondas gravitacionales observadas con solo tres detectores (los dos LIGO y Virgo) tiene mucha incertidumbre; en el Run O4 (que se iniciará a finales de 2022) se usarán cuatro detectores (se añadirá KAGRA, similar a Virgo), lo que reducirá un poco el error, pero nada más; incluso la adición de LIGO India a partir de 2025 tampoco supondrá un gran cambio si no se observan nuevas sirenas cósmicas. Las estimaciones de la constante de Hubble usando ondas gravitacionales no serán competitivas con las obtenidas por otros métodos hasta que no contemos con unas diez sirenas cósmicas, lo que al ritmo actual podría suponer esperar hasta 2035.

En resumen, un gran resultado de las colaboraciones LIGO y Virgo (KAGRA firma los artículos pero no ha ofrecido ninguna señal). No hay ninguna observación tan espectacular como para merecer un artículo específico. A pesar de ello, mejorar la estadística de señales nos permitirá afinar los modelos de formación de sistemas binarios compactos. La astronomía observacional es, ante todo, estadística y la astronomía de ondas gravitacionales ya nos está ofreciendo una estadística suficiente para realizar las primeras estimaciones de muchos procesos (aunque las estimaciones de precisión requieren mucha más estadística). La astronomía de ondas gravitacionales ha llegado para ofrecernos una nueva manera de explorar el universo que acabará revolucionando nuestro conocimiento sobre los procesos que originan objetos compactos.



6 Comentarios

  1. Excelente entrada, lastima que no se han logrado las observaciones en el espectro electromagnético de los eventos relacionados a estas nuevas medidas de ondas gravitacionales. Esperemos que en las próximas décadas se aumente el contingente de observatorios tanto espaciales como terrestres que se complementen para lograr un avance significativo en la precisión de las observaciones y datos. Creo que en el Decadal Survey de la Nasa han impulsado y priorizado las propuestas referentes a nuevos observatorios, aunque no se que tan específicos se tienen pensado para el estudio de ondas gravitacionales, por los momentos creo que la misión LISA de ESA-NASA es el único especifico.

  2. Por cierto el telescopio espacial James Webb podría usarse en la astronomía multimensajero?, es decir, podría detectar y hacer seguimiento a las señales de los eventos de fusión de objetos compactos que originan una onda gravitacional? Tengo entendido que el JWST mirará principalmente en el infrarrojo, que tipo de sucesos contrapartes a la observación de una onda gravitacional son mas probables a ser detectados con la instrumentación del JWST? Seria estupendo que este tan esperado telescopio se convierta en una gran herramienta para el estudio de las OG.

    Por otra parte, ojala se haga realidad el observatorio LISA, una gran revolución nos espera!
    https://www.youtube.com/watch?time_continue=193&v=h_ApNry_jN0&feature=emb_logo

  3. Respecto a las dos ondas detectadas el mismo día, ¿es posible que una lente gravitacional haga que nos llegue la misma onda gravitacional en momentos distintos del tiempo? creo recordar que estas lentes permitían ver estallar la misma supernova varias veces.

    No sé si una onda gravitacional puede ser «desviada» por una gran masa entre nosostros y su origen.

    Creo que todavía no se puede ubicar muy bien el origen de cada onda pero, ¿se vislumbra alguna dirección privilegidada?

    Gracias, Francis, por este sitio a donde acudir a diario.

  4. Un cordial saludo.Una vez confirmada convincentemente, gracias a la de las Ondas Gravitacionales, la naturaleza física real del E-T, entonces se deduce que «la Gravedad no solo deforma (curva) al E-T sino que TAMBIÉN modifica su ENERGÍA, de manera que, por ejemplo, a cierta distancia FINITA del centro de un agujero negro el colapso se DETIENE porque ni los cuerpos ni las radiaciones pueden continuar desplazándose por este tejido de E-T de tan alta densidad Energética»

    1. José Alberto, lo que has comentado entrecomillado es falso (en relatividad general). Para que fuese cierto tendría que existir una hipotética fuerza antigravitante (que no existe) que detuviera el colapso. ¿De dónde has copiado el texto entrecomillado?

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