Dónde y cuándo: la luz que acompaña el terremoto

• Título del artículo original: Where and when: optimal scheduling of the electromagnetic follow-up of gravitational-wave events based on counterpart light curve models
• Autores del artículo original: Om Sharan Salafia, Monica Colpi, Marica Branchesi, Eric Chassande-Mottin, Giancarlo Ghirlanda, Gabriele Ghisellini & Susanna Vergani
• Instituciones del primer autor: Universita degli Studi di Milano-Bicocca, Milano, Italy; INAF – Osservatorio Astronomico di Brera Merate, Merate, Italy; INFN – Sezione di Milano-Bicocca, Milano, Italy
• Estado del artículo original: Enviado a ApJ [acceso abierto]
• Astrobite en inglés: Counterparts to Gravitational Wave Events: Very Important Needles in a Very Large Haystack, por Thankful Cromartie

La colaboración LIGO ha producido la primera e histórica detección de ondas gravitacionales (OG) y a través de esta nueva ventana al Universo se espera que se resuelvan misterios astrofísicos que no es posible dilucidar a través de observaciones electromagnéticas (EM) únicamente. En artículos previos (N de T.: se refiere a astrobites en inglés), hemos mencionado que un método observacional que combina tanto el espectro electromagnético como las ondas gravitacionales puede ayudar a resolver misterios tales como cuál es la ecuación de estado de las estrellas de neutrones y puede poner a prueba la teoría de la relatividad. El trabajo de hoy destaca el gran problema a afrontar en lo que respecta a la búsqueda de contrapartes EM de eventos de ondas gravitacionales: la detección de fusiones de agujeros negros y estrellas de neutrones en ondas gravitacionales no permite estimar su localización en el cielo con suficiente precisión para se lleven a cabo campañas de observación en distintas frecuencias del espectro electromagnético. Mientras que las contrapartes EM de fusiones que producen OG son una aguja que vale la pena buscar en un pajar, la realidad es que el tiempo de uso de un telescopio es precioso y muchos investigadores necesitan acceso a estos instrumentos para sus proyectos.

La primera detección de OG por LIGO, GW150914, fue seguida por muchos observatorios que acordaron antes de tiempo buscar contrapartes EM de las potenciales detecciones de LIGO. Los autores de este estudio proponen una manera de mejorar la búsqueda casi sin rumbo a través de cientos de grados cuadrados que han sido necesarias para seguir a los primeros candidatos de emisión de OG (ver Figura 1). Por suerte, hay dos piezas de información de las que disponemos a priori: información acerca de la fuente de OG que puede ser extraída de los datos de LIGO, y un entendimiento teórico de la señal EM que sería emitida durante un evento de OG suficientemente significativo como para ser detectado.

¿Qué estamos buscando acaso?

Los tipos de fusiones que producen fuertes OG incluyen fusiones entre agujeros negros, de agujeros negros con estrellas de neutrones y entre estrellas de neutrones. GW150914 fue una fusión de agujeros negros, la cual es poco probable que produzca una señal EM debido a que probablemente no haya material (gas, por ejemplo) orbitando al par de agujeros negros. Los autores de este trabajo se enfocan en los otros dos tipos de fusiones, para los cuales sería más factible observar una contraparte EM. En el primer caso, la fusión de un agujero negro con una estrella de neutrones, esta señal sería una explosión corta de rayos gamma (sGRB, por sus siglas en inglés), que consiste en una emisión inmediata de rayos gamma seguida por emisión tardía de luz en un gran rango de frecuencias. Debido al “enfoque relativista“, es difícil que la emisión de rayos gamma sea detectada, ya que la radiación emitida debería estar apuntando exactamente en nuestra dirección. En cambio, la emisión tardía sería más fácilmente detectable. El segundo tipo de fusión se observaría como una  “macronova” en el espectro EM: justo luego de la fusión, se observaría una señal óptica o infrarroja correspondiente al decaimiento de núcleos pesados que se encuentran en el material expulsado durante la fusión. Una ventaja de los eventos de macronova es que se cree que la emisión sería isotrópica (observable en todas las direcciones), de manera que sería más fácil detectarlos que a los sGRBs.

Figura 1: Mapas del cielo simplificados para dos probables detecciones de OG y una fuente candidata  (LVT151012) como proyecciones 3-D sobre la Vía Láctea. Los contornos más grandes representan intervalos de confianza del 90%, mientras que los más pequeños representan un 10% de confianza. De la LIGO Scientific Collaboration. (Imagen de portada.)

Buscando en el pajar (eficientemente)

El método de detección de LIGO permite crear un mapa mostrando la probabilidad de que la fusión ocurriera en cierta región del cielo (es decir, técnicamente, la densidad probabilística posterior de la posición en el cielo). La incertidumbre en la posición de la fuente es tan grande en parte debido a que muchos parámetros a medir de la OG recibida están degenerados, como la distancia a la fuente, la inclinación y la masa total de los objetos. En otras palabras, muchas combinaciones posibles de estos parámetros pueden dar lugar a la señal observada.

Una dimensión importante que no se ve en el mapa del cielo de LIGO es el tiempo. No hay manera de proveer información acerca de cuándo tiene sentido empezar a buscar una contraparte EM, a menos que la búsqueda esté informada por el tipo de fusión observada. Para producir un “mapa de probabilidad de detección” que muestre no sólo la posición en el cielo del evento sino también cuándo sería razonable esperar observar la señal EM acompañante a determinada frecuencia, los autores siguen un (simplificado) procedimiento de clasificación de la fuente para informar sobre su búsqueda.

Lo primero a tener en cuenta es que, dado el modelo de sGRB o macronova, es posible predecir la probabilidad de que un evento EM sea detectado por cierto telescopio a cierta frecuencia. Se puede también predecir a priori la evolución de la amplitud de la señal con el tiempo. Luego, imaginemos que LIGO detecta una OG, de la cual se puede reconstruir cierta información acerca de la fusión.  Esos parámetros, combinados con los modelos de la emisión EM mencionados anteriormente, permiten crear un mapa que ayuda a entender no sólo cómo será la posible fuente, sino también cuándo varios observatorios deberían buscarla. Este método, que funciona evento por evento, permite así desarrollar mapas que recuperen la dimensión del tiempo luego de cada detección de OG, ayudando a la campaña de búsqueda de contrapartes.

Figura 2: La campaña de observación en radio sugerida para la señal falsa 28840 provista por LIGO, usada para ejemplificar una estrategia observational más refinada.  En vez de observar el cielo continuamente, se da prioridad a las observaciones dependiendo de la probabilidad de detectar la señal en esta banda EM como función del tiempo (véase el gradiente de color para las horas en las que se llevaría a cabo la observación). Figura 8 del trabajo.

Usar estos mapas de probabilidad de detección para programar observaciones de seguimiento con varios telescopios a diferentes frecuencias es ciertamente un proceso complejo. Los autores ejemplifican la estrategia propuesta de la siguiente manera. Primero, asumen que LIGO ha detectado una señal de OG correspondiente a una fusión de dos estrellas de neutrones con su asociada emisión tardía de luz. Luego, construyen mapas de probabilidad de detección para los rangos óptico, de radio e infrarrojo de la mencionada emisión EM tardía (ver Figura 2). En el caso de radiofrecuencias, se encontraría la contraparte en 4.7 horas, mientras que con estrategias previas que no usan la información del modelo de emisión de la fuente, llevaría hasta 47 horas.

Conclusiones

El proceso de refinar un método eficiente de seguimiento EM de eventos de OG es complicado. Muchas variables entran en el problema: la amplitud de la señal EM, el ruido de las mediciones de LIGO, la disponibilidad de los observatorios y la visibilidad en el cielo de la fuente. Todas ellas son piezas de un rompecabezas estratégico que será resuelto en esta era de astronomía de “múltiples mensajeros”. Este trabajo demuestra que es posible mejorar la eficiencia de las búsquedas ya mismo, y que como consecuencia, éstas serán más fructíferas en el futuro cercano.