¡Buscando los restos de la onda gravitacional de 2015!

• Título del artículo técnico: A Case Study of On-the-Fly Wide-Field Radio Imaging Applied to the Gravitational-wave Event GW 151226
• Autores: K. P. Mooley, D. A. Frail, S. T. Myers, S. R. Kulkarni, K. Hotokezaka, L. P. Singer, A. Horesh, M. M. Kasliwal, S. B. Cenko y  G. Hallinan
• Institución del primer autor: NRAO y Caltech
• Estado: Publicado en The Astrophysical Journal en Abril de 2018

El artículo que presentaremos hoy comienza con una potente frase: ‘La era de la astronomía con ondas gravitacionales ha comenzado’. Y es verdad. Desde finales de 2015, el interferómetro LIGO ha estado en línea, listo y dispuesto para detectar ondas gravitacionales. Su éxito ha sido tal que hasta la fecha ha confirmado ya 6 eventos de fusión de agujeros negros y uno de un sistema estrellas de neutrones binario. En conjunto con los avances en la astronomía de ondas gravitacionales, un montón de preguntas se abren y la ciencia comienza a buscar nuevos caminos y métodos para abordarlas. Si quieres refrescar tu memoria, ¡puedes leer este astrobito!

Figura 1: Eventos de fusión de agujeros negros detectados por LIGO a Noviembre de 2017. Créditos: ligo.caltech.edu

Luego de que se detecta una onda gravitacional, una serie de programas como BAYESTAR por Singer et al. 2016 o LALInference por Veitch et al. 2015, son capaces de localizar el evento en el universo. Pero incluso cuando los algoritmos son muy fidedignos, aún no son capaces de dar una ubicación precisa y generalmente la ubicación del evento abarca un área gigantesca. Entonces ¿Cómo podemos saber dónde está? La única manera es tomar tu telescopio favorito y comenzar a buscar en el cielo. ¿Suena terrible no? Hoy en día existen algunos telescopios especializados que justamente hacen eso – como ZTF y próximamente LSST-. Fueron diseñados para encontrar y percibir un pequeño destello en una galaxia lejana, a pesar de analizar grandes volúmenes de datos.

¿Pero qué pasa cuando la onda gravitacional no es visible durante la noche? ¿O está en dirección del Sol? Ya los telescopios ópticos no sirven en ese caso. Pero debido a las propiedades físicas de los eventos que LIGO puede detectar, no está todo perdido. Se sabe desde hace años que distintos eventos relacionados a la fusión de cuerpos celestes emitirían ondas de radio. Además, se han incluso predicho las luminosidades alcanzadas por las colisiones y el tiempo que serán visibles. En la figura 2 se presenta un resumen de los eventos más estudiados – como supernovas y fusión de estrellas de neutrones – en un espacio de luminosidad y tiempo de duración.

Figura 2: Figura 4 en el artículo original. Muestra la relación entre la luminosidad de un evento dado y la escala de tiempo en que ocurriría la detección en ondas de radio.

Veamos un caso particular: los eventos que involucran sistemas binarios de estrellas de neutrones, como GW170817.  Estas estrellas orbitan la una a la otra por miles de años, mientras que cada vez la distancia que las separa se hace más y más corta. Una vez que se fusionan, dejan una gran cantidad de material que se acumula y orbita alrededor del sistema en un disco. En un caso convencional, el material es acretado por el agujero negro recién creado generando un destello de rayos gamma (Gamma-ray burst en inglés –¡más sobre ellos en este astrobito!) y una pequeña cantidad de materia es eyectada. Este material expulsado del sistema es ahora libre e interactúa con el medio interestelar creando radiación de sincrotrón. ¿Qué significa esto? La radiación de sincrotrón ocurre cuando un partícula cargada cambia de dirección, emitiendo un fotón en el proceso. A pesar de que los fotones son producidos en todas las energías (de microondas a rayos-X) el máximo ocurre en las ondas de radio y es alcanzado en un intervalo de meses a años. Si crees que la radiación de sincrotrón es fabulosa, mira este astrobito.

¿Cómo esto puede solucionar nuestros problemas? Recordemos que durante el día, el Sol impide que observemos el universo porque emite grandes cantidades de energía en las longitudes de onda en que generalmente observamos. La ventaja de observar en radio es exactamente esa: el Sol ya no es una fuente de contaminación. De hecho los radio-telescopios (Como ALMA) están operativos día y noche.

Ahora vamos al artículo. Sabiendo entonces que es posible detectar los eventos de ondas gravitacionales utilizando ondas de radio, un grupo de científicos usó el Very Large Array (VLA) para observar y buscar una contraparte electromagnética de la onda gravitacional de Diciembre de 2015 (GW151226). A pesar de no haber podido encontrar nada que se le pareciera, el artículo se centra más en el método utilizado y lo presenta como una alternativa viable para la búsqueda de las fuentes de ondas gravitacionales. Recordemos que el desafío es encontrar una manera de abarcar una gran región del cielo y ser capaces de reconocer pequeñas variaciones en el menor tiempo posible. Para ello se utilizó un método que genera mosaicos sobre la marcha: donde las antenas no necesariamente siguen el movimiento estelar y sus resultados son guardados constantemente. Esto permite analizar grandes áreas del cielo sin mayores pérdidas por ajustes de las antenas.

En la figura 3 puedes ver qué parte del cielo observó esta campaña. Para encontrar alguna clase de variación en el flujo de las fuentes, se necesitó primero tomar imágenes de referencia del área en la que se concentran los esfuerzos. Las regiones son re-visitadas dos veces más pasados 2 y 4 meses desde la primera observación. con estos datos, se determinan dos parámetros que servirán para comparar y determinar si la fuente posee variación: la variabilidad estadística y el índice de modulación. La primera nos dice qué tanto varía la fuente con respecto a la desviación estándar de los datos, es decir qué tan real es la variación del objeto. El índice de modulación es el radio entre la diferencia de flujo y el flujo promedio del objeto, en otras palabras busca decirnos cuán variable es la fuente. En la figura 4 puedes ver que seleccionaron un área del diagrama variación estándar vs índice de modulación tal que la variación sea considerada real y fuese porcentualmente significativa.

Figura 3: Figura 1 en el artículo. Se presenta en un trapezode azul el área observada. La localización generada por LALInference se presenta en un plot de densidad del rosado al rojo.

Figura 4: Figura 3 en el artículo. Los círculos de color representan los objetos considerados reales y con alto índice de variación.

A pesar de haber encontrado un alto número de objetos variables, ninguno de ellos parece ser la contraparte electromagnética de la onda gravitacional. De hecho la mayoría es consistente con la variabilidad de un AGN. Recuerda que un AGN es la sigla en inglés para un núcleo de galaxia activo. Estas galaxias son intrinsecamete variables porque en su núcleo hay un agujero negro super-masivo que está interactuando con el material de la galaxia ¡Más de estos fantásticos objetos en este astrobito!

Volviendo a lo nuestro, ningún objeto variable se parecía a lo que debiese ser el remanente de la onda gravitacional de 2015. Pero incluso cuando los resultados no son lo que esperabas, siempre habrá algo que recatar ¡Ahora existe otro método para buscar a los progenitores de las ondas gravitacionales! Mantente informado con astrobitos.org para seguir de cerca los próximos descubrimientos de la astrofísica de ondas gravitacionales.