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Estimada onda gravitacional: ¿Hasta cuándo va a brillar?

Hace más de 100 años, el físico Albert Einstein propuso la existencia de ondas gravitacionales basado en sus estudios y avances de su teoría de la relatividad. A medida que el tiempo pasaba, la teoría de la relatividad ganaba más y más adeptos, hasta que en la década de los sesenta un grupo de científicos comenzó a explorar en detalle el mundo de las ondas gravitacionales.

Para quien no esté familiarizado con el término, las ondas gravitacionales son perturbaciones en el tejido del espacio-tiempo, causadas por algún evento sumamente energético – una explosión, por ejemplo . A pesar de que cuando hablamos de que estos eventos son de los más energéticos y violentos del universo, tenemos que tener en cuenta la vastedad del universo, sus enormes e inimaginables dimensiones. Esto hace que, a pesar de que el acontecimiento sea excesivamente energético, la distancia hace que la energía se diluya y finalmente llegue a nuestro humilde planeta bastante atenuada. Esta atenuación del evento, hace que suene como una locura intentar siquiera explorar la posibilidad de detectar estas ondas en el espacio tiempo. Contra viento y marea, se levantaron esfuerzos científicos en todo el mundo con la misión de derribar las barreras tecnológicas y ampliar el conocimiento teórico de las ondas gravitacionales.

Figura 1. Impresión artística de la kilonova (colisión entre dos estrellas de neutrones) observada el 17 de Agosto de 2017. En el centro estan las estrellas de neutrones colisionando mientras las ondas gravitacionles se propagan por el espacio. (scienceblog.com)

La perseverancia y convicción de los científicos involucrados llevó a la construcción de LIGO, un interferómetro capaz de detectar mínimos cambios en el tejido del espacio-tiempo – o sea detecta ondas gravitacionales. Gracias a este avance tecnológico, la humanidad logró en 2015 presenciar el primer evento de este tipo. Desde entonces, LIGO ha logrado “escuchar” un puñado de ondas gravitacionales y los científicos participantes en la colaboración han sido capaces de deducir propiedades físicas del evento – por ejemplo, determinar qué tipo de cuerpos celestes estaban involucrados (agujeros negros, estrellas de neutrones, etc.), deducir las masas asociadas a estos cuerpos o la cantida de energía liberada después del choque. Lo loable de este esfuerzo es que todas las características de las ondas gravitacionales son derivadas de los datos obtenidos por LIGO, ya que – a excepción de un caso ( ver figura 2) – ningún evento ha podido ser asociado a una contraparte electromagnética. Esto significa que no hemos podido “ver” ninguno de estos eventos, ya que no se ha encontrado en el cielo la fuente que produjo las ondas gravitacionales.

Figura 2. Corresponde a la localización de la fuente (izquierda) con los contornos derivados de la localizacion entregada por LIGO/Virgo. En la derecha la imágen de la contraparte electromagnética del evento, 20.5 días antes y 10.9 horas despúes de haber recibido la onda gravitacional . Figura 1 de Abbott et al. 2017.

Esto cambió el día 17 de Agosto de 2017 (ojo, que por eso el nombre GW170817 – GW es por Gravitational Wave y los números por la fecha). ¡Hace menos de un año! Aquel día, LIGO detectó una onda gravitacional muy particular (¡mira la figura 1!). Dos estrellas de neutrones colisionaron en una gigantesca explosión. Luego de 1.74 segundos de que la señal llegara a LIGO, el telescopio espacial Fermi detectó una explosión de rayos gamma y su localización coincidía con las coordenadas del evento detectado por LIGO (¡mira la figura 2!). Gracias a que el detector de ondas gravitacionales Virgo también estaba en línea, se pudo localizar con mayor presición este acontecimiento. Entonces, ¡PAF!, el mensaje se entregó a la comunidad y varios grupos de científicos tomaron telescopios y los apuntaron al cielo. Después de horas de búsqueda, el grupo de R. Foley encontró lo que luego sería descrito como la primera contraparte electromagnética de una onda gravitacional. ¡Este descubrimiento abrió un mundo totalmente nuevo! El poder asociar luz a un evento inmensamente energético nos abrió camino en un sin fin de campos. Tener una contraparte de la onda gravitacional permite estudiar la evolución de su brillo, de su composición química e incluso de su geometría. ¡Imagina que hasta el día de hoy este acontecimiento da que hablar!

Figura 3. Diagrama de los tiempos en que cada observación fue hecha. Justo sobre las imágenes que muestran la galaxia, hay un eje temporal que indica el día en el que la observación fue realizada, siendo el tiempo cero el momento en que las estrellas de neutrones se unieron. Por cada banda (rayos-gamma, rayos-x, óptico, etc.) se presentan en barras cada vez que el evento fue observado y con círculos cada vez que fue detectado. Por ejemplo, en el óptico la primera detección fue en menos de un día y se exiende (línea verde) hasta casi los 10 dias, mientras que en radio (línea naranja), a pesar de haber observado muchas veces (barras naranjas), la primera detección (círculo naranja) no ocurrió hasta el día 16. Figura 2 de Abbott et al. 2017.

Gracias al esfuerzo coordinado de la comunidad astronómica dedicada a monitorear estas sorpresivas explosiones, el evento fue observado en todas las bandas del espectro electromagnético a las que tenemos acceso: desde radio hasta rayos gamma. Con esta fabulosa campaña se logró obtener valiosa información que es utilizada en el  artículo que discutiremos para dar validez y estructura a los modelos geométricos asociados a la colisión entre dos estrellas de neutrones.

A pesar de que desde que se logró localizar el la onda gravitacional todo el arsenal astronómico comenzó a apuntar a las coordenadas de la explosión, no todos tuvieron suerte: curiosamente, al momento de la explosión, este evento no mostró emisión alguna en rayos-X  ¡Lo asombroso es que días después la fuente comenzó a emitir rayos-X! El telescopio espacial Chandra detectó por primera vez rayos-X 9 días después de la explosión ¡E incluso su luminosidad ha ido en aumento! En la figura 4 se puede ver claramente la diferencia en brillo entre el día 9 y el día 108: ¡o sea más de 3 meses después! Este comportamiento también se observa en radio, por lo que los investigadores han estado monitoreando el evento con el Australia Telescope Compact Array .

¡Gracias a la extensa duración del brillo en radio y rayos-X, hoy podemos discutir en nuestro artículo cómo los científicos han sido capaces de limitar los modelos que describen la geometría del suceso!

Desde hace tiempo, varios grupos teorizan acerca de cómo dos estrellas de neutrones colisionan y cuales sería las características observables de la explosión. La figura 5 se muestran las posibles estructuras el jet asociado a la explosión. Lo que intentan aclarar con estos estudios, es por ejemplo, qué tan colimado es el jet (como el primer jet de la figura 5) o si quizás tiene una estructura diferente y es más tenue en las afueras del jet (como en el segundo jet de la figura 5). ¡Para aprender más de jets, puedes leer este artículo! También hay un tercer modelo que podría describir el evento: un capullo (‘cocoon’ en inglés) que aumenta de tamaño a medida que el tiempo transcurre y que presenta una geometría diferente a la de un jet colimado. La diferencia se puede ver en la figura 6.

Figura 4. Imágen de los datos en rayos-X tomados con Chandra. En la izquierda la imágen luego de 9 días y en la derecha el evento a los 108 días. Figura 1 de Troja et al. 2018.

Cada uno de estos modelos predice una evolución distinta para el evento GW170717 por lo que es sumamente importante continuar observando este evento; aquí es donde los rayos-X juegan un rol fundamental – ¡porque GW170817 aún está emitiéndolos!

Los investigadores tomaron estos modelos y los compararon con la evolución empírica de la explosión. La complejidad del método es que cada modelo contiene un gran número de variables: por ejemplo, para poder modelar el flujo que recibiríamos desde un jet es necesario saber el ángulo con el que estamos mirando el jet, la energía inicial de la explosión y cuánto de esta energía se va a los electrones (entre otras cosas). Lo mismo ocurre con el modelo del capullo: se necesitan limites en la velocidad del material eyectado y también un parámetro con respecto a la masa eyectada.

Como cada modelo tiene un gran número de parámetros, los investigadores decidieron explorar el espacio de parámetros usando el método MCMC (sigla para Markov chain Monte Carlo). En breve, este método estudia el espacio de variables (ángulo, masa eyectada, energía, etc) y determina qué combinación de parámetros es el más probable para un set de datos (observaciones en este caso).

Figura 5. Estructura de los diferentes escenarios propuestos para este evento. Figura 5 del paper ‘Gravitational Waves and Gamma-Rays from a Binary Neutron Star Merger: GW170817 and GRB 170817A

Figura 6.  Concepción artística de un jet y un capullo, luego de una colisión de estrellas de neutrones. Estudios como el aquí presentado nos ayudarán a definir cómo fue que ocurrió esta explosión.[NRAO/AUI/NSF: D. Berry]

Como ya se imaginarán, al solo tener datos observacionales correspondientes al flujo de luz, difícil es para el investigador encontrar alguna forma de restringir el espacio de parámetros en el cual se buscará la solución. Por lo mismo, y muy ingeniosamente, el grupo utilizó los datos de LIGO para restringir el ángulo con el cual observamos el evento, asociándolo al ángulo entre el vector de momento del sistema de estrellas de neutrones binario y la línea de visión.

Finalmente, te invito a mirar la figura 7. Ahí se muestran los flujos en radio y rayos-X observados en distintos días. Se encontró que muchos de los modelos actuales no se ajustan a las observaciones, por ejemplo, el modelo de un jet colimado predice un peak y una rápida caída en el flujo – lo que no se observa. Incluso el modelo recién descrito de capullo (“cocoon”) no se ajusta a los datos. A pesar de eso, un modelo de jet Gaussiano (con un centro más energético que las afueras del jet) y un modelo de capullo con inyección de energía se ajustan a los datos. El problema es que ambos son probables y hasta hoy no hay cómo distinguirlos.

¡Pero no está todo perdido! Los modelos son intrínsecamente distintos, por lo que en un futuro deberían poder ser separados. Esto se explica por que el flujo del jet debería caer más rápido que el flujo de una geometría descrita por un capullo – la pendiente de la evolución del jet es -2.5 mientras que la del capullo es -1.2 según los modelos.

¡Ahora sólo queda esperar y ver cómo evoluciona GW170817!

Figura 7. Resultados de la exploración de parametros, se muestra el conjunto más probable de curvas de luz que podrían explicar los datos obtenidos. Las curvas de luz son indistinguibles para el modelo gaussiano de jet (izquierda) y para el modelo de capullo con energía inyectada (derecha). Se necesitan más observaciones a tiempos más tardíos para poder diferenciar los mdelos y definir la geometría del problema. Figura 4 de Troja et al. 2018.

 

 

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