GW170104 y el aislamiento de los agujeros negros

Título: GW170104 and the origin of heavy, low-spin binary black holes via classical isolated binary evolution
Autores: K. Belczynski, J. Klencki, G. Meynet, C.L. Fryer, D.A. Brown, M. Chruslinska et al.
Institución del primer autor: Astronomical Observatory, Warsaw University
Estado: Enviado a A&A

Imagen de portada: Representación artística de la colisión de agujeros negros. [Crédito de imagen: LIGO/Caltech/MIT/Sonoma State (Aurore Simonnet)]

En una galaxia muy lejana mientras dos agujeros negros masivos bailan uno alrededor del otro en una órbita cada vez más estrecha hasta la coalescencia, LIGO aquí en la Tierra espera su melodía para estirarse y comprimirse a su ritmo. La capacidad de LIGO para medir pequeñas fluctuaciones en la geometría del espacio-tiempo (¡fluctuaciones del orden de 1×10^-18 metros!) debido a las ondas gravitacionales, abre nuevas posibilidades a los astrónomos para estudiar los detalles de esta danza estelar que ocurre cuando dos agujeros negros muy masivos se orbitan entre sí. A medida que LIGO siga detectando más de estos poderosos eventos, esto ofrecerá nuevas oportunidades para que los astrónomos limiten los modelos existentes de evolución estelar que dan lugar a estos peculiares eventos.

Los autores del artículo de hoy se enfocan en un evento en particular detectado por LIGO, GW170104. En este artículo, los autores nos guían a través de todo el proceso de formación que dos estrellas de la secuencia principal (estrellas como nuestro propio Sol, pero con masas mucho mayores) podrían haber seguido antes de forman una binaria de hoyos negros que podrá ser ‘oida’ por LIGO cuando ambos hoyos negros se fusionen para formar uno mayor. En particular, de toda la información que se puede obtener de la señal ‘observada’ por LIGO, los autores se centraron en dos parámetros importantes que definen el evento: las masas de los dos agujeros negros que se fusionan y sus ‘spin’ individuales.

Repasemos el trabajo detectivesco realizado por los autores del artículo de hoy con el fin de entender mejor la formación de sistemas de agujeros negros binarios en general. Empecemos estudiando algunas de las propiedades de GW170104, y las otras tres observaciones de LIGO hasta la fecha.

Se necesitan dos bailarines calvos girando para el tango

Sorprendentemente un agujero negro se puede caracterizar con sólo unos pocos parámetros. De acuerdo con el “teorema sin-pelo”, los agujeros negros son calvos, esto significa que pueden ser caracterizados con tan sólo tres parámetros: masa, carga eléctrica y momento angular. De la forma de la onda detectada por LIGO, los científico puede estimar algunos de estos parámetros, incluyendo las masas de los agujeros negros que se fusionaron para producir la señal. Por ejemplo, para GW170104, el recién formado agujero negro tenía una masa de 49 veces la de nuestro Sol, y se formó a partir de la fusión de dos agujeros negros de 32 y 19 veces la masa del sol (Note que 32 + 19 no es 49, esto se debe a que una energía equivalente a la de 2 veces la masa del sol fue irradiada en forma de ondas gravitacionales). LIGO es también sensible al momento angular de los agujeros negros. Para ser más preciso LIGO es más sensible a lo que se llama el ‘spin’ efectivo del sistema binario. El spin es una cantidad directamente relacionada con el momento angular, y básicamente muestra la cantidad de rotación que tiene un agujero negro. El ‘spin’ efectivo depende tanto de los ‘spin’ individuales de los agujeros negros como de los ángulos entre la dirección del momento angular del sistema binario y los ‘spin’ de los agujeros negros. Tanto el ‘spin’ como las masas del agujero negro proporcionan información importante sobre su formación.

Existen al menos dos canales de formación conocidos que pueden dar lugar a binarias de agujeros negros como GW170104 y las de los otros eventos detectados por LIGO. Estos sistemas binarios pueden formarse a través de la interacción dinámica. La formación dinámica significa que el sistema binario de agujeros negros se forma cuando una estrella ya es un agujero negro y una segunda estrella es ‘atrapada’ por este. Esta estrella capturada por el agujero negro, a medida que envejece colapsara convirtiéndose también en un agujero negro, formándose así el sistema binario de agujeros negros. Esta es la vía de formación más probable en un entorno muy denso donde se espera que las estrellas y los objetos compactos interactúen entre sí a lo largo de sus vidas, como por ejemplo sucede en los cúmulos globulares. La otra vía de formación es cuando el sistema binario se forma de manera aislada, es decir, sin interacciones dinámicas con otras estrellas. Esto ocurre cuando el sistema binario comienza con dos estrellas de la secuencia principal orbitándose entre si. A lo largo de su vida, ambas estrellas quemaran todo su combustible (básicamente todo el hidrógeno en el núcleo que pueden fusionar y convertir en helio) hasta que ambas colapsan convirtiendose en agujeros negros.

Una población de agujeros negros binarios con ‘spin’ efectivo muy negativo o positivo, es decir, en estado de desalineación spin-órbita, favorecería un escenario de formación dinámica sobre la vía de formación de evolución aislada. Los autores, conociendo estos dos escenarios de formación y sus implicaciones en los parámetros observados por LIGO, se embarcaron en la tarea de explorar si las fusiones de agujeros negros observadas por LIGO se pueden explicar apelando únicamente a la vía de formación aislada. En otras palabras, explorar si un canal de formación dinámica es necesario para producir la distribución de ‘spin’ efectivo observada por LIGO hasta la fecha. Para esta tarea los autores utilizaron dos códigos evolutivos para seguir la evolución de 2 millones de sistemas binarios simulados usando diferentes modelos de evolución binaria. Para cada sistema binario simulado y su respectivo modelo, rastrearon la vida de las dos estrellas de secuencia principal a medida que estas agotan su material fusionable y colapsan formando un agujero negro. A lo largo de su vida las dos estrellas y el sistema pasan por diferentes etapas evolutivas donde la transferencia de masa puede ocurrir y los parámetros orbitales pueden cambiar drásticamente. En cada paso evolutivo los autores siguieron cómo cambian las masas de las estrellas, al igual que el momento angular del sistema y de las estrellas individuales. Con estos parámetros los autores pueden predicen las masas, así como el ‘spin’, del sistema binario de agujeros negros resultante (ver figura 1).

Figura 1: Ejemplo de la formación de una fusión de agujeros negros (BH en inglés) similar a GW170104. Este ejemplo sigue el canal de formación aislado y no dinámico. El sistema binario progenitor se formó hace 9.1 gigaños de un par de estrellas de secuencia principal (MS en inglés). En cada etapa evolutiva del sistema simulado los autores presentan, de izquierda a derecha: el tiempo transcurrido en millones de años, las masas de los dos objectos en masas solares, la distancia entre los objectos en radios solares y la excentricidad de la órbita.

Los resultados

A partir de su simulación, los autores concluyeron que es posible formar binarias de agujeros negros similares a GW170104 utilizando únicamente la vía de formación aislada. En otras palabras, las observaciones actuales de LIGO no proporcionan evidencia que favorezca la formación dinámica sobre la formación aislada. Sólo el tiempo dirá, con nuevas observadores de LIGO, si de hecho los binarios de agujeros negros con spin efectivo bajo son más comunes que los binarios de agujeros negros con spin muy negativo o positivo que probablemente se formaron a través de la interacción dinámica. Estos datos ayudarán a los científicos a discriminar entre los existentes modelos evolutivos de sistemas binarios, ya que cada modelo predice diferentes tasas de fusión esperadas, así como diferentes distribuciones de spin. Así que permanezca en sintonía a medida que LIGO sigue escuchando la sinfonía cósmica de fusiones de agujero negro binarios.