GW170817: Observación de ondas gravitacionalesprocedentes de la espiral de una binaria de estrellas deneutrones El17deagostode2017,alas12:41:04UTC(8:41:04amEDTenNorteamérica,y2:41:04pm CEST en Europa) la red de detectores LIGO-Virgo registró una señal de ondagravitacionalprocedentedelaespiraldedosremanentesestelarescompactosconocidoscomo“estrellasdeneutrones”.Esteeventosucediójustotresdíasdespuésdelaprimeradetección conjunta LIGO-Virgo de una fusión de una binaria de agujeros negros,GW170814(verelsciencesummary).Losastrónomosdeondasgravitacionaleshan estado esperando señales de ondasgravitacionales procedentes de la fusióndebinarias de estrellas deneutrones yaque estas estrellas son comunes en elUniversoyanteriormenteyahabíansidodetectadas binarias de estrellas deneutrones usando radiotelescopios. Elejemplomásfamosoeselpúlsarbinariode Hulse-Taylor, descubierto en 1974.Los radioastrónomos han dibujado suórbita durante los últimos 40 años, ymostrado que las dos estrellas estánorbitando lentamente en espiral unaalrededor de la otra. Enaproximadamente300millonesdeaños,el púlsar binario Hulse-Taylor sefusionará,produciendounaseñal similara la que LIGO acaba de observar paraGW170817.

Figura 1: Estas figuras muestran losespectrogramas de la señal de GW170817 encadaunodelosdetectoresLIGOyVirgo.Enelejehorizontal semuestra el tiempo, y la frecuenciaenelvertical.Laseñalbinariacreceenamplitudyfrecuencia (el término específico en inglés eschirp), empezando abajo a la izquierda, luegocurvándose considerablemente en el ladoderecho. El glitch ha sido mitigado en elespectrograma de LIGO-Livingston y no se veaquí.

La red de detectores estaba en elsegundo “periodo de observación”(llamado O2) – los dos detectores LIGOhabían comenzado a tomar datos el 30de noviembre de 2016, y Virgo seacababadeunirel1deagostode2017.Múltiples detectores permiten a losastrónomos de ondas gravitacionalesmedirdedóndeprovieneunaseñalenelcielo; a mayor número de detectores,mejor se puede localizar la región en elcielo.Paraesteevento,lalocalizaciónfueuna región alargada (llamada “elipseerror”)deaproximadamente2gradosdeancho, y 15 grados de largo, cubriendocerca de 28 grados cuadrados(visualmente, es aproximadamente eltamañoy la formadeunabanana, vistaporunapersonaque la sostiene con losbrazos extendidos). El área en el cieloestá en la constelación de Hidra,centrada cerca de la estrella Psi Hidraquesepuedeobservarasimplevista.Otras detecciones: Astronomía demulti-mensajerosTansolo1.7segundosdespuésdequelareddeondasgravitacionalesobservaralaseñal, un estallido de rayos gammaconocido como GRB170817A fuedetectado por Fermi-GBM. Las señalesintensascomoGW170817yGRB170817Ason normalmente llamadas“desencadenantes” porque dan pie aotras actividades astronómicas. En elcaso de este evento, los

desencadenantes de ondasgravitacionalesyrayosgammageneraronalertas que se enviaron a la comunidadastronómica,desatandounacampañadeseguimiento que se materializó enmuchas detecciones relacionadas con ladébil luz procedente de este evento,situado cerca de la galaxia NGC4993.Paramásdetallessobreestacampañadeobservación “multi-mensajera”, usandotanto ondas gravitacionales comoelectromagnéticas, consulte el ResumenCientífico complementario (link MMAResumenCientíficoaquí). Señaldeondagravitacional Lasondasgravitacionalesprocedentesdeuna binaria de estrellas de neutronespueden ser visible por un detectordurante un minuto o más. ParaGW170817, aproximadamente 100segundos antes de que las estrellas deneutrones se fusionasen éstas estabanseparadas por alrededor de 400kilómetros, y completaron unas 12órbitaspor segundo.Con cadaórbita, laemisióndeondasgravitacionalesforzóalasestrellasaacercarsecadavezmás.Amedida que las órbitas se reducen, lasestrellassemuevencadavezmásrápido,ylaamplitudylafrecuenciadelasondasgravitacionales aumenta. La lentareduccióndelaórbitaesunaespiral,yelincremento en frecuencia se llama“chirp”. El proceso se acelera hasta quelas estrellas se fusionan y forman unúnicoremanente.

Para visualizar la señal, los astrónomosdeondasgravitacionalesencuentranútilmirarlosdatosdeldetectorenformadeespectrograma. Éste es una imagen encolor,dondeelejehorizontalrepresentael tiempo, y el eje vertical muestra lafrecuencia de las fluctuaciones medidaseneldetector(frecuenciasbajascercadela parte inferior del eje vertical yfrecuencias altas cerca de la partesuperior). La imagen de unespectrograma de un chirp de unabinariadeestrellasdeneutronesaparececomo una larga línea delgada,inicialmentemuyplanaopocoprofunday en frecuencias bajas, pero a medidaquepasaeltiemposeinclinahaciaarribacada vez más rápido hasta la brillantecurvaascendentefinalaladerechajustoantesdequelasestrellassefusionen. La señal es claramente visible en elespectrograma para ambos detectoresLIGO,peronoeneldetectorVirgo.Estoes un aspecto importante para lalocalización en el cielo. Cada detectortiene una región en el cielo donde nopuede ver la señal tan fácilmente comoenotras regiones.Debidoaque laseñalera claramente visible en ambosdetectores LIGO, pero no en Virgo, laconsecuencia es que la señal venía deunadelasregionesenelcieloenlasqueVirgo tenía dificultades de observaciónen ese momento, hecho que ayudónotablemente a la localización delevento.

Figura2:Elpanelsuperiormuestraelglitchenlosdatos de LIGO-Livingston, y también claramentemuestralachirpbinaria.Elpanelinferiormuestrala deformación (la cantidad que usamos paradescribir la intensidad de las señales en LIGO yVirgo) del glitch en función del tiempo. Éste esbreve (durando solo alrededor de 1/4 desegundo), pero muy intenso. La mitigaciónreduceel glitchalnivelde la trazanaranja,quees el ruido de fondo que está siempre presenteenlosdetectorestipoLIGO. Limpiandoglitches El software automatizado de LIGOinicialmentenovio la señalen losdatosde Livingston, a pesar de que la señalfuera visible para el ojo humano. Elproblema fue que había un estallido deruido(análogoalruidodeestáticaentusaltavocesanalógicos)durantelaespiralyla fase chirp. Este estallido de ruido sedenomina “glitch” por los científicos delos detectores, y fue eliminado de losdatosantesque laseñal fueraevaluada.Este cuidadoso procedimiento deeliminacióndebe suprimir el ruido,perono la señal, y recibe el nombre de

“mitigación”.Los glitches aparecen en los detectoresdeondasgravitacionalestodoeltiempo;algunossimilaresalglitchlimpiadodelosdatos de GW170817 suceden una vezcada pocas horas. Animamos a aquellosinteresados en aprender más sobreglitches en los detectores LIGO a visitarnuestro proyecto de ciencia ciudadana,GravitySpy en http://gravityspy.org. Eneste proyecto, científicos amateurs detodoelmundomiranespectrogramasdelosdatosdeLIGOyayudanaidentificaryclasificar glitches. Esta información esusadaporlosmiembrosdelequipoLIGOparaentendermejorelcomportamientode los detectores y mejorar nuestrosprocedimientosdeanálisisenelfuturo.

Figura 3:Mapa esférico del cielo, mostrando lalocalizacióndeGW170817determinadoporLIGOyVirgo.Losdosóvalos(azulyverde)muestranlalocalización predicha por dos códigos de análisisdiferentesdeLIGO.Lasmarcasenformadecruzmuestran la localizaciónde la galaxiaNGC4993,en la constelación de Hidra. El gráfico izquierdoinferior muestra nuestra estimación de ladistanciaalafuenteapartirdelosdatosdeondagravitacional.

PropiedadesdelafuenteCada fuente genera una señal de ondagravitacional diferente dependiendo delas propiedades astrofísicas del sistema.Estas propiedades incluyen la masa delosobjetosindividuales,cuánrápidogiracada uno sobre símismo, cómo de fáciles comprimir o deformar el objeto, eltamañodelaórbita,ocómosedeformalaórbita a lo largode la líneade visión,entre otros. Todas estas propiedadesdeterminan la forma, intensidad, y loscontinuos cambios en la señal de ondagravitacional. Los astrónomos de ondasgravitacionales miden los cambios en laseñal lo mejor posible, y entoncestrabajaninversamenteparaentender laspropiedadesdelafuenteastrofísica.

Figura 4: Ésta muestra nuestras mejoresestimaciones de las masas de las doscomponentes de la binaria. Cualquier masadentrode la franjadiagonalestápermitida.Paracualquier punto dentro del contorno, podemostrazar una línea horizontal a la izquierda y unalíneaverticalhacia laparte inferior indicando lasmasasquecorrespondena la soluciónparaesosdatos de onda gravitacional. Los colores indicanlos resultados para casos de espín bajo (azul) yalto(rojo).

Ésteesunprocesoimperfectoporquelasseñales no son medidas perfectamente.La consecuencia es que los valores queasignamosalaspropiedadesdelabinariadeestrellasdeneutrones seencuentranen un rango de valores que describenfuentenotablementebien(loscientíficosa menudo llaman a este rango denúmeros“barrasdeerror”;enlosanálisisllevadosacaboporlacolaboraciónLIGO-Virgoelrangodevaloresqueobtenemosdespuésdenuestroanálisissedenomina“elposterior”).

Figura 5: Estas figurasmuestran la deformacióndemareadelasestrellas.Cadaejecorrespondeauna de las dos estrellas, y cuán deformablespodrían ser. El sistemaGW170817 se encuentraen algún lugar de este gráfico. Las líneasdiscontinuas marcadas como 90% y 50%representanlaprobabilidaddequeelsistemaseencuentre debajo y a la izquierda de la líneadiscontinua.Loscasosdeespínaltosemuestranenelpaneldelaizquierda,yloscasosdeespínsemuestranenelpaneldeladerecha.Losanálisisdeondasgravitacionalesdanun valor para las masas de los objetosindividuales en la binaria entre 0.86 y2.26masassolares.Nopodemosmedirelespín con gran precisión para esteevento,y losdiferentesespinescambianla señal de forma similar a como lacambiarían diferentes masas. Si

asumimosque losobjetosestángirandosobre sí mismos lentamente, entonceslosdatosestánigualmentebiendescritospor masas entre 1.17 y 1.60 masassolares. En cualquier caso, estas masassonconsistentescon lasmasasde todaslasestrellasdeneutronesconocidas,unadelasrazonesporlasquepensamosqueésteesunsistemabinariodeestrellasdeneutrones.Otrapropiedadquesepuedemedirbienconondasgravitacionaleses ladistanciaa la fuente (propiamente dicho en ellenguajedelosastrónomos,la“distancialuminosa”). La distancia luminosaobtenida a partir de la señal de ondagravitacional fue de 40 megaparsecs(unos 130 millones de años-luz), y esconsistenteconladistanciaaNGC4993.Teniendotantolamedidadeladistanciacomolaidentificaciónópticadelagalaxianos permitió, por primera vez, llevar acabo una medida conjunta de laconstante de Hubble (link al HubbleConstantScienceSummary).Las estrellas de neutrones están hechasde materia superdensa, así que no secomportan como los objetos ordinariosque se encuentran en la Tierra. Estosignifica que las observaciones son unlaboratorio para estudiar materiasuperdensa. Los físicos describen estamateria con una relación llamada“ecuación de estado” que relaciona lapresión y la densidad – similar a lamásfamiliar “ley de los gases ideales”

PV=nRT. Existen muchas posiblesecuaciones de estados, y a losastrónomos les gustaría saber cuál es laque mejor describe las estrellas deneutrones.Paraestasestrellas,lamasayla ecuación de estado determinan eltamaño de la estrella, así como suscambiosdepotencialgravitatoriocuandolaestrellasecomprimeporlagravedadopor la presencia de su compañero

cercano (lo que se conoce como“deformación demarea”). Esto a su vezpuede cambiar la señal de ondagravitacional. El análisis de GW170817nos proporciona interesantes límites enladeformacióndemareadelasestrellasde neutrones, pero definitivamente nonos dice qué ecuación de estado lasdescribemejor.

¿Quémáspodríaser? Como con todos los descubrimientos trascendentales en astronomía, haymuchas cosasque hemos aprendido, pero todavía hay muchas preguntas sin respuesta. Las dospreguntasmásrelevantesquetodavíatenemossobreGW170817estánrelacionadasconlanaturalezadelosobjetos.Laseñalelectromagnéticaasociadanosindicaquealmenosunode losobjetosenelsistemabinarioeraunaestrelladeneutrones,peronosignificaque ambas lo sean. Incluso cuando ambas componentes tienen masas similares a lasestrellasdeneutronesconocidas,esposiblequeunadeellas seaunagujeronegro. Losastrónomos nunca han visto un agujero negro con una masa similar a una estrella deneutrones,perotampocotienenningunaevidenciaobservacionalsólidaquesugieraqueno existan, así que es posible que GW170817 sea una binaria con una estrella deneutronesyunagujeronegro.Sinembargo,dadalasimilitudenmasaconlasestrellasdeneutronesconocidas,seprefierelainterpretacióndequetenemosunabinariadeestrellasdeneutrones.LaotrapreguntapendienteesenquéseconvirtióGW170817despuésdefusionarse.Haydosposibilidades: seconvirtióenunaestrelladeneutronesmuymasiva(sería la estrella de neutrones más grande conocida), o en un agujero negro (sería elagujero negromás ligero conocido). Ambas posibilidades son tentadoras y fascinantes,pero nuestros datos simplemente no son suficientemente buenos para apuntar en unadirecciónuotra.Todoloquesabemosesqueelobjeto,sealoquesea,tieneunamasadeaproximadamente3masassolares. Descubremás:

• Visitanuestraspáginasweb:http://www.ligo.org,http://www.virgo-gw.eu

• Puedes leernuestroartículocompleto,quehasidoaceptadoparapublicaciónenPhysicalReviewLetters,aquí.

Glosario:

• Agujero negro: Una región del espacio-tiempo originada por una masaextremadamente compacta donde la gravedad es tan intensa, que impide quenadapuedaescapar,incluidalaluz.

• Rayos gamma: Radiación electromagnética de más alta energía en el espectroelectromagnético.

• Estrella de neutrones: Objeto extremadamente denso que queda después delcolapsodeunaestrellamasiva.