La colaboración LIGO-Virgo, junto con astrónomos de 70 observatorios, anunció hoy la observación de la fusión de dos estrellas de neutrones en los rangos gravitacional y electromagnético: vieron una explosión de rayos gamma, así como rayos X, ultravioleta, visible, infrarrojo y radiación de radio.
Ilustración de una colisión de estrellas de neutrones. Un valor atípico diagonal estrecho es una corriente de rayos gamma. Una nube luminosa alrededor de las estrellas es la fuente de luz visible que los telescopios observan después de la confluencia. Crédito: NSF / LIGO / Sonoma State University / Aurore SimonnetLas estrellas de neutrones , las más pequeñas y densas de todas, están formadas por una explosión de supernova. Cuando dos estrellas de neutrones se forman en pares, giran una alrededor de la otra y pierden energía gradualmente, acercándose y emitiendo ondas gravitacionales, hasta que finalmente chocan. Tal colisión fue observada por los telescopios LIGO, y dos segundos después de que la espiga de rayos gamma llegó
al telescopio espacial Fermi , y en los días y semanas siguientes los astrónomos pudieron observar el evento en otros rangos electromagnéticos.
Por primera vez, se
detectaron ondas gravitacionales
hace dos años, a partir de la fusión de los agujeros negros. Desde entonces, los detectores recibieron
tres señales más de los agujeros negros, la
última , solo tres días antes de este evento.
Debajo del corte, sobre la señal y los descubrimientos relacionados con ella: una estimación precisa de la velocidad de las ondas gravitacionales, una estimación independiente de la constante de Hubble y nuevos datos sobre la física de las estrellas de neutrones.
UPD Aquí encontrará un resumen del artículo principal sobre la detección de HS en ruso.
Lista de artículos científicos (actualizados tan pronto como estén disponibles) En total
, 67 (!!!) artículos sobre la apertura
fueron publicados en arXiv ayer.
Acerca de la señal
Desde el comienzo del trabajo de LIGO, los científicos han estado esperando el registro de las ondas de la colisión de estrellas de neutrones, ya que son bastante comunes en el Universo, y ya se han observado pares de estrellas de neutrones utilizando radiotelescopios. Por ejemplo, el
doble púlsar Hals-Taylor , descubierto en 1974, en el que se demostró indirectamente la existencia de ondas gravitacionales: durante 40 años de observación, dos estrellas de neutrones se unieron, perdiendo parte de la energía de rotación debido a la radiación de las ondas gravitacionales. Después de unos 300 millones de años, las dos estrellas de neutrones colisionarán, produciendo una señal similar a lo que LIGO observó esta vez.
La señal de onda gravitacional, GW170817, se registró el 17 de agosto de 2017 a las 8:41 EDT. Un programa de procesamiento automático de datos detectó una señal fuerte en uno de los detectores LIGO, y dos segundos después, el telescopio espacial Fermi vio una explosión de radiación gamma. Los telescopios y LIGO intercambian datos sobre eventos potenciales, y en base a esta coincidencia entre las señales, se envió una alerta a otros telescopios de todo el mundo que comenzaron las observaciones en diferentes rangos. La señal también estaba presente en los datos del segundo detector LIGO, pero la automatización no la aceptó inicialmente debido a la falla (sobre la cual se detalla a continuación).
Todas las señales en la línea de tiempo.El análisis de datos con LIGO nos permitió estimar los parámetros de la fuente de señal: dos estrellas de neutrones con masas de 1.1 a 1.6 solares y aproximadamente 20 km de diámetro. A diferencia de las observaciones anteriores de la fusión del agujero negro, donde la fusión en sí misma tomó milisegundos, esta señal duró aproximadamente 100 segundos. La fuente de señal estaba mucho más cerca que las anteriores, solo unos 130 millones de años luz. Como resultado, la señal resultó ser mucho más limpia del ruido: la relación señal / ruido es 32.4, lo que significa que solo una vez cada 80,000 años dicha señal puede ser producida accidentalmente por fluctuaciones de ruido en los detectores.
En el momento de la detección, el detector Virgo europeo también funcionaba, pero no había señal en él, lo que ayudó a determinar la ubicación de la fuente: Virgo estaba ubicado en relación con la onda para que no fuera sensible (
hay una ilustración en video de la explicación). Puede leer más sobre cómo tres detectores ayudan a mejorar la localización de la fuente
aquí .
La observación conjunta de un estallido de rayos gamma, ondas gravitacionales y luz visible permitió determinar no solo la región del cielo donde ocurrió el evento, sino también la galaxia NGC 4993, a la que pertenecían las estrellas.
Posicionamiento en el cielo con diferentes detectores.¿Qué podemos decir sobre las estrellas de neutrones?
Los astrónomos observaron
pequeñas explosiones de radiación gamma durante muchas décadas, pero no sabían exactamente cómo surgían. La suposición principal era que esta explosión se produce como resultado de la fusión de las estrellas de neutrones, y ahora la observación de las ondas gravitacionales de este evento ha confirmado la teoría.
Cuando las estrellas de neutrones colisionan, la mayor parte de su material se fusiona en un objeto supermasivo, emitiendo una "bola de fuego" de la radiación gamma (la explosión de rayos gamma más corta detectada dos segundos después de las ondas gravitacionales). Después de esto,
surge el llamado
Kilon , cuando la sustancia que queda después de la colisión de las estrellas de neutrones se lleva del sitio de la colisión, emitiendo luz. La observación del espectro de esta radiación permitió determinar que elementos pesados, como el oro, nacen precisamente como resultado de elementos de un kilón. Los científicos observaron después del brillo durante semanas después del evento, recolectando datos sobre los procesos que ocurren en las estrellas, y esta fue la primera observación confiable del kilón.
Las estrellas de neutrones son objetos superdensos formados después de una explosión de supernova. La presión en la estrella es tan alta que los átomos individuales no pueden existir, y dentro de la estrella hay una "sopa" líquida de neutrones, protones y otras partículas. Para describir una estrella de neutrones, los científicos usan una ecuación de estado que relaciona la presión y la densidad de una sustancia. Hay muchas opciones para posibles ecuaciones de estado, pero los científicos no saben cuáles son correctas, por lo que las observaciones gravitacionales pueden ayudar a resolver este problema. Por el momento, la señal observada no da una respuesta inequívoca, pero ayuda a dar estimaciones interesantes para la forma de la estrella (que depende de la atracción gravitacional a la segunda estrella).
Un descubrimiento interesante fue que la breve explosión de rayos gamma observada es la más cercana a la Tierra, pero al mismo tiempo demasiado tenue para tal distancia. Los científicos han sugerido varias explicaciones posibles: quizás el rayo gamma tenía un brillo desigual, o solo vimos su borde. En cualquier caso, surge la pregunta: anteriormente los astrónomos no suponían que tales ráfagas tenues pudieran ubicarse tan cerca, y ¿podrían pasar por alto las mismas explosiones tenues, o serían malinterpretadas como más distantes? Las observaciones conjuntas en los rangos gravitacional y electromagnético pueden ayudar a dar una respuesta, pero a este nivel de sensibilidad del detector, tales observaciones serán bastante raras, un promedio de 0.1-1.4 por año.
Además de la radiación gravitacional y electromagnética, las estrellas de neutrones emiten flujos de neutrinos en el proceso de fusión. Los detectores de neutrinos también trabajaron para buscar estas transmisiones del evento, pero no registraron nada. En general, se esperaba este resultado; como en el caso de una explosión de rayos gamma, el evento es demasiado tenue (o lo observamos en un ángulo grande) para que los detectores lo vean.
Velocidad de onda de gravedad
Dado que las ondas gravitacionales y la señal de luz provienen de la misma fuente con una probabilidad muy alta (5.3 sigma), y la primera señal de luz llegó 1.7 segundos después de la gravitacional, podemos limitar la velocidad de propagación de las ondas gravitacionales con una precisión muy alta. Suponiendo que la luz y las ondas gravitacionales se emitieron al mismo tiempo, y el retraso entre las señales se debió al hecho de que la gravedad es más rápida, podemos obtener una estimación superior. La estimación más baja se puede obtener de los modelos de fusión de estrellas de neutrones: suponga que la luz se emitió 10 segundos después de las ondas gravitacionales (en ese momento todos los procesos deberían haberse completado por ahora) y que había captado las ondas gravitacionales en el momento de llegar a la Tierra. Como resultado, la velocidad de la gravedad es igual a la velocidad de la luz con gran precisión.
Para una estimación más baja, se puede usar un gran retraso entre la radiación e incluso suponer que se emitió primero una señal de luz, lo que reducirá la precisión proporcionalmente. Pero incluso en este caso, la estimación es extremadamente precisa.
Usando el mismo conocimiento sobre el retraso entre las señales, se puede aumentar significativamente la precisión de las estimaciones de la
invariancia de Lorentz (la diferencia entre el comportamiento de la gravedad y la luz durante la transformación de Lorentz) y el
principio de equivalencia .
Se pueden encontrar más detalles
en la publicación o resumen (en inglés).
Sobre el retraso entre señales
Cabe señalar que el retraso entre las señales gravitacionales y gamma en el caso de la validez de la teoría estándar (las velocidades de la luz y GW son exactamente iguales, no hay modificaciones difíciles de GR) puede explicarse por factores astrofísicos. Los científicos sugieren varios escenarios posibles. La hipótesis principal de la formación de haces de rayos gamma es el colapso del resto de la fusión de las estrellas de neutrones en un agujero negro, y el flujo de partículas gamma se produce en el momento del colapso. Si después de la fusión de las estrellas de neutrones formaron una gran estrella de neutrones (inestable), podría existir desde varios segundos hasta minutos antes del colapso de BH, lo que causó un retraso. Otra explicación del retraso puede ser la necesidad de que un haz de rayos gamma relativista pase a través de la envoltura de gas descartada durante la fusión. Este caparazón puede ser opaco a la radiación, y antes de que un rayo "atraviese" una ventana, pasa un cierto tiempo. Estos escenarios se analizan en detalle en la publicación.
Constante del Hubble
Crédito: 1M2H / UC Santa Cruz y Observatorios Carnegie / Ryan FoleyLa constante de Hubble relaciona la distancia entre dos objetos con la velocidad de su eliminación entre sí debido a la expansión del Universo: v = H
0 * d. Esta es la cantidad más fundamental en cosmología, que determina el tamaño del Universo y las leyes básicas de la cosmología. Determinar la constante de Hubble es una tarea difícil, ya que medir distancias entre objetos generalmente no es trivial.
Típicamente, se usa una
escala de distancia intergaláctica (
escala espacial) para medir distancias, cuando se usan diferentes métodos de medición para medir distancias cercanas y lejanas. Muchos de estos métodos se basan en el conocimiento de la luminosidad de los objetos llamados velas estándar (por ejemplo, cefeidas o supernovas); luego, midiendo su brillo, puede calcular la distancia. Por lo tanto, la constante de Hubble se calculó en el proyecto
SHoES (
telescopio Hubble ).
Los científicos midieron la constante de Hubble de otra manera: observando los parámetros del CMB en
el telescopio Planck , y recibieron un valor diferente de la constante de Hubble, que no es consistente con las mediciones de SHoES. Esta diferencia es demasiado grande para ser estadística, pero aún no se conocen los motivos de la divergencia de las estimaciones. Por lo tanto, es necesaria una medición independiente.
Distribución de probabilidad para la constante de Hubble usando ondas gravitacionales (azul). Las líneas discontinuas indican los intervalos 1σ y 2σ (68.3% y 95.4%). A modo de comparación, se muestran los intervalos 1σ y 2σ para las estimaciones anteriores: Plank (verde) y SHoES (naranja), que no convergen entre sí.Las ondas gravitacionales en este caso desempeñan el papel de velas estándar (y se llaman sirenas estándar). Al observar la amplitud de la señal en la Tierra y modelar su amplitud en la fuente, puede estimar cuánto ha disminuido y, por lo tanto, averiguar la distancia a la fuente, independientemente de cualquier suposición sobre la constante de Hubble o las mediciones anteriores. La observación de la señal de luz permitió determinar la galaxia donde se encontraba un par de estrellas de neutrones, y la velocidad de eliminación de esta galaxia era bien conocida a partir de mediciones anteriores. La relación entre velocidad y distancia es la constante de Hubble. Es importante que dicha estimación sea completamente independiente de las estimaciones anteriores o de la escala de distancia cósmica.
Una medida no fue suficiente para resolver el misterio de la diferencia en las estimaciones de Planck y SHoES, pero en general la estimación ya corresponde bien a los valores conocidos. Dado que las estimaciones anteriores se basan en estadísticas recopiladas a lo largo de los años, este es un resultado muy significativo.
El artículo fue publicado en Nature (
aquí puede leer ), pero aquí puede encontrar un breve resumen (inglés).
Un poco sobre LIGO y problemas técnicos
El panel superior muestra la falla en los datos de LIGO-Livingston, y también muestra claramente la presencia de un chirrido. El panel inferior muestra la amplitud adimensional de las oscilaciones, la "tensión" (el valor por el cual describimos la magnitud de la señal en LIGO y Virgo) en el momento de la falla.
(dura solo aproximadamente 1/4 de segundo), pero una señal muy fuerte. La supresión reduce la falla al nivel de la curva naranja, lo que indica el nivel de ruido de fondo siempre presente en los detectores LIGO.Solo uno de los detectores LIGO vio la señal en modo automático, ya que se produjo una falla en el detector en Livingston en el momento del evento. Este término se refiere a una explosión de ruido, similar al estallido de estática en una radio. Aunque la señal de onda gravitacional era claramente visible para el ojo humano, la automatización corta dichos datos. Por lo tanto, era necesario borrar la señal de la falla antes de que el detector pudiera utilizar los datos. Las fallas aparecen en los detectores todo el tiempo, aproximadamente una vez cada pocas horas. Los científicos los clasifican por forma y duración y utilizan este conocimiento para mejorar los detectores. Puede ayudarlos con esto en el proyecto
GravitySpy , donde los usuarios buscan y clasifican fallas en los datos de LIGO para ayudar a los científicos.
Preguntas sin respuesta
Conocidos por nosotros son los agujeros negros, las estrellas de neutrones y sus fusiones. Hay una región de masa media sobre la existencia de objetos compactos con los que no sabemos nada. Crédito: LIGO-Virgo / Noroeste / Frank ElavskyRegistramos ondas gravitacionales de dos objetos compactos, y la observación de la radiación electromagnética sugiere que uno de ellos era una estrella de neutrones. Pero el segundo también podría ser un agujero negro de pequeña masa, y aunque nadie había visto tales agujeros negros antes, en teoría pueden existir. A partir de la observación de GW170817, es imposible determinar exactamente si esto fue una colisión de dos estrellas de neutrones, aunque esto es más probable.
El segundo punto interesante: ¿en qué se convirtió este objeto después de la fusión? Podría convertirse en una estrella de neutrones supermasiva (la más masiva de las conocidas) o en la más ligera de los agujeros negros conocidos. Desafortunadamente, los datos de observación son insuficientes para responder esta pregunta.
Conclusión
Observar la fusión de las estrellas de neutrones en todos los rangos es un evento increíblemente rico en física. La cantidad de datos recibidos por los científicos solo en estos dos meses permitió preparar varias docenas de publicaciones, y mucho más será cuando los datos estén disponibles al público. La física de las estrellas de neutrones es mucho más rica y más interesante que la física de los agujeros negros: podemos verificar directamente la física del estado superdenso de la materia, así como la mecánica cuántica en condiciones de campos gravitacionales fuertes. Esta oportunidad única puede ayudarnos a encontrar finalmente la conexión entre la teoría general de la relatividad y la física cuántica, que hasta ahora nos ha eludido.
Este descubrimiento muestra una vez más lo importante que es en la física moderna el trabajo conjunto de muchas colaboraciones de miles de personas.
Reddit ama
Tradicionalmente, en Reddit, los científicos de LIGO responden las preguntas de los usuarios, ¡lo recomiendo encarecidamente!
Sucederá a partir de las 6 p.m. hora de Moscú el 17 y 18 de octubre. Un enlace al evento estará a la hora de inicio.
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