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Mucho gusto, soy GW170817/GRB170817A/AT2017gfo y mis padres son… ¡Dos estrellas de neutrones!

Hace mucho tiempo en una galaxia muy, muy lejana… dos objetos compactos colisionaron y su señal dio inicio a la era multi-mensajero (multi-messenger, en inglés) de la astronomía. Más en detalle, el 17 de agosto del 2017 a las 8:41 am (EST) los detectores de la colaboración LIGO, en Estados Unidos, y el detector VIRGO, en Italia, detectaron la señal producida en ondas gravitacionales, GW170817, proveniente de la colisión de dos objetos compactos (e.g., estrellas de neutrones, agujeros negros o quizá algún objeto exótico). Gracias a que la detección se observó en los tres detectores, la localización del evento, en nuestro cielo, fue suficiente para pensar que el evento GRB170817A, el cual ocurrió cerca de dos segundos después de GW170817, fuera producido por el mismo acontecimiento cósmico. GRB170817A fue la señal en rayos gamma que detectaron los telescopios espaciales Fermi e INTEGRAL.  Un par de horas después de la detección en ondas gravitacionales, se reportó el descubrimiento de una señal transitoria, AT2017gfo, en la galaxia NGC 4993, una “kilonova”, muy similar a una supernova, pero más corta y con menor emisión. Una coincidencia así no había ocurrido antes y, dadas las alertas y gran colaboración científica, ese mismo día se inició la campaña más grande de observación astronómica realizada por la humanidad, que permitió observar ese evento a través de más de 70 telescopios en, virtualmente, todo el espectro electromagnético, incluyendo rayos-X, ultravioleta, ópticos, infrarrojos y ondas de radio. 

¿Qué sistema binario produjo esa señal? Una pregunta lejos de ser trivial y difícil de responder de manera certera, aún considerando que hay pocas opciones. Dado que fue detectado a través de los observatorios de ondas gravitacionales, sabemos que son objetos muy compactos, ya que solamente objetos así generan ondas gravitacionales en la amplitud y frecuencia que estos observatorios fueron diseñados. Las masas de la binaria estarían en el rango de una a dos masas solares, dado que el objeto astrofísico final que se formó tiene una masa de cerca de 2.76 masas solares. Por lo tanto, el objeto formado podría ser una de las estrellas de neutrones más masivas antes observadas, quizá el agujero negro de masa estelar más pequeño, o algún otro objeto exótico. ¿Cuál fue el resultado? La respuesta aún está en continua discusión científica, pero la evidencia se inclina hacia la formación de un agujero negro. El problema está en que la señal no fue lo suficientemente potente para obtener información, en ondas gravitacionales, después de que los objetos colisionaron. Ya habrá otro Astrobito al respecto… 

Volviendo a la pregunta inicial. OK, dos objeto compactos. ¿Cuáles? La emisión térmica (“kilonova”) AT2017gfo indica que por lo menos uno de los objetos compactos debió haber sido una estrella de neutrones. ¿Y el otro? Vámonos por el camino conservador: ¿un agujero negro u otra estrella de neutrones? Esta fue la pregunta que atacaron Coughlin y Dietrich en su reciente artículo. Los autores estudiaron, de manera combinada y por primera vez, la información independiente de las tres fuentes de datos GW170817, GRB170817A y AT2017gfo a través de inferencia Bayesiana, para determinar el origen de la binaria.

Una diferencia contundente entre estos dos tipos de objetos, a saber; agujeros negros y estrellas de neutrones, consiste en el valor del parámetro de deformabilidad (tidal deformability, en inglés) Λ. Este parámetro es cero (¡0.0!) para los agujeros negros y positivo para las estrellas de neutrones. Su importancia radica en que las estrellas de neutrones en un sistema binario son “exprimidas” por la gravedad de su compañera cercana, y la cantidad de esta compresión, llamada “deformación por fuerza de marea” (tidal deformation, en inglés), depende del tamaño y la ecuación de estado (EOS, por sus siglas en inglés) de la estrella de neutrones. La deformación por fuerza de marea induce un cambio en el potencial gravitatorio, que a su vez modifica la señal de onda gravitacional. Así que el parámetro de deformabilidad es una evidencia contundente para distinguir estos dos tipos de objetos. 

Al analizar los datos de GW170817 como una binaria formada por un agujero negro y una estrella de neutrones (BHNS, por sus siglas en inglés) los autores encontraron que el parámetro de deformabilidad  Λ estaría entre los valores 178 y 2503, y  la razón de masa (q) entre los componentes de la binaria está entre 1.13 y 2.44, ver figura 1. Ambos rangos están dados con un intervalo de confianza del 90%. Este análisis requiere “únicamente” asumir que la teoría de gravedad es la Relatividad General de Einstein y sus suposiciones adicionales son mínimas, e.g., que el espín de las componentes no es significativo. 

Figura 1. Función de densidad de probabilidad para la razón de masa (panel superior) y para el parámetro de deformabilidad (panel inferior) obtenida del análisis de la señal en ondas gravitacionales. Además de mostrar la probabilidad a posteriori (la probabilidad condicional que es asignada después de que la evidencia es tomada en cuenta) original, denotada como “GW original”, se muestra el posterior que restringe el objeto primario 1 a <15, denotado como ‘GW+’. En la región sombreada, se muestra el posterior que incorpora la restricción del ángulo de visión, denotada como ‘GW+ + GRB’. El posterior final se obtiene incorporando adicionalmente una masa mínima para la estrella de neutrones de M = 0,89 masas solares y se etiqueta como ’GW+ + GRB + Mmin’. Figura 1 del artículo original.

 

Ahora bien, analizar la información proveniente de la kilonova AT2017gfo resulta un poco más difícil de interpretar claramente, ya que se requieren modelos astrofísicos, además de la teoría de gravedad de base, para ajustar las observaciones. Esos modelos astrofísicos dependen de cómo pensamos que se genera la radiación en estos sistemas. En particular, los autores ajustaron los datos con dos mecanismos de generación de radiación. El primero se denomina “expulsión dinámica” (dynamical ejecta, en inglés) que se general debido a los torques de marea y el segundo es “expulsión de vientos de disco” (disk wind ejecta, en inglés),  el cual resulta por procesos  de recombinación de evolución viscosa o nuclear, energía de neutrinos y campos magnéticos. Ese análisis concluyó en que los valores del parámetro de deformabilidad menores que 1000 y mayores que 5000 son poco probables.

Por último, la información proveniente del brote de rayos gamma (gamma-ray burst) GRB170817A se analizó conjuntamente con la anterior, asumiendo que la energía proviene de un disco de acreción alrededor de un agujero negro. El análisis se realizó conjunto a AT2017gfo para asumir que la energía era proporcional a la masa del disco, menos la parte que es liberada a través de vientos. Este análisis también concluye desfavoreciendo valores altos de la razón de masa y los valores del parámetro de deformabilidad no cambian significativamente del resultado anterior. 

Al combinar los anteriores resultados, los autores concluyen que el parámetro de deformabilidad está entre  los valores 309 y 2920, y que la razón de masa entre los componentes de la binaria está entre los valores 1.10 y 2.30. Ambos rangos están dados con un intervalo de confianza del 90%, ver figura 2. Es decir, la binaria muy seguramente fue una binaria compuesta de estrellas de neutrones (BNS, por sus siglas en inglés). 

Figura 2. La probabilidad a posteriori en el espacio de parámetros deformabilidad vs razón de masa, del análisis de ondas gravitacionales (azul) y ondas electromagnéticas (verde). La probabilidad a posteriori del espectro electromagnético se refiere a los resultados obtenidos del análisis de GRB170817A utilizando los resultados de AT2017gfo como datos de entrada. Figura 4 del artículo original.

De esta manera, tendremos que esperar más detecciones para ver toda la ciencia que las binarias estrella de neutrones-agujero negro traerán. Sin lugar a dudas, la astronomía multi-mensajera continuará siendo una fuente rica de ciencia sin precedentes.

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