Figura 1: Las señales de ondas gravitacionales de una fusión de estrella de neutrones (arriba) en los dominios del tiempo (centro) y de la frecuencia (abajo). El chirrido de la onda gravitacional es evidente en el aumento de la frecuencia de oscilación hacia el final de la señal en el tiempo, que culmina en el gráfico de frecuencia alrededor de 6000 Hz. Este tipo de señales contienen información sobre la ecuación de estado de una estrella de neutrones, la coalescencia de la binaria, y la formación de un agujero negro. Foto: (Arriba) NASA; (centro, abajo) Alan Stonebraker.Como un ejemplo de progreso en el aspecto teórico, Kenta Kiuchi de la Universidad de Waseda, Yuichiro Sekiguchi del Observatorio Astronómico Nacional, Masaru Shibata de la Universidad de Kioto (todos ellos en Japón) y Keisuke Taniguchi de la Universidad de Wisconsin, EE.UU., informan en la revista Physical Review Letters sobre simulaciones de las fusiones estrellas de neutrones que revelan nuevos detalles de las ondas gravitacionales que ellos esperan que se emitan.
El esfuerzo por detectar las ondas gravitacionales se inició hace cincuenta años, humildemente, con detectores de barra de Joe Weber. Hoy el campo es un ejemplo de la pujante Gran Ciencia, incluidas las instalaciones de mayor tamaño en los EE.UU. (LIGO) y en Italia (VIRGO), las pequeñas instalaciones de Alemania (GEO 600) y Japón (TAMA, LCGT), y los potenciales futuros detectores en Australia (AIGO) e India (INDIGO). LIGO, el mejor financiado y hasta ahora el más sensible de estos instrumentos, está preparando una importante actualización llamada Advanced LIGO.
En paralelo con el desarrollo de detectores situados en tierra, se han producido avances sustanciales para el diseño de detectores en el espacio. El principal ejemplo es LISA, que recibió el efusivo apoyo de la Academia Nacional de Ciencias: "LISA es un concepto de misión extraordinariamente original y técnicamente audaz. La primera detección directa de ondas gravitacionales de baja frecuencia será un descubrimiento trascendental, del tipo que gana el premio Nobel". Los detectores basados en el espacio es probable que no hagan descubrimientos en aquellas frecuencias bajas (<0,1 Hz) al menos por otros diez años, no por falta de sensibilidad inherente o de progreso en el desarrollo de la tecnología, sino más bien porque el despliegue rápido no es una característica de las misiones espaciales de investigación de miles de millones de dólares.
Mientras tanto, el esfuerzo por mejorar los detectores situados en tierra, que operan a una frecuencia más alta (10 a 10.000 Hz), mantiene un buen ritmo. ¿Cuál es la motivación convincente en algunos de nosotros para pasar toda su carrera construyendo telescopios que todavía no han visto el equivalente gravitacional de la primera luz? La esclavitud de cero es una respuesta concebible. Es decir, la ausencia de señales a los niveles pronosticados establece las limitaciones reales de los fenómenos astrofísicos, y en última instancia, podría poner a prueba la teoría de Einstein de la relatividad general. Pero la mayoría de nosotros cambiaría una gruesa pila de publicaciones con el título "buscar para" por un simple "descubrimiento de". No se trata de cero. Más bien, el asunto de que LIGO y VIRGO son casi lo suficientemente buenos para ver señales resiste el examen. Esto no es simple optimismo: la predicción de la detección se deriva de una síntesis de la astronomía de observación electromagnética y los modelos astrofísicos de fuentes que parecen inevitables.
Durante muchos años la fuente favorita de ondas gravitacionales de los detectores situados en tierra ha sido la inspiral (trayectoria de paulatino acercamiento) de un sistema compacto binario formado por una estrella de neutrones más una compañera que sea una estrella de neutrones o un agujero negro (Figura 1, arriba). El movimiento orbital genera la radiación gravitacional en una frecuencia que emite un sonido cuando la órbita decae para luego acelerarse. La forma de onda del chirrido se puede calcular con precisión de un puñado de parámetros tales como las masas y giros de las dos estrellas y el ángulo de inclinación del plano orbital. Esta parametrización de la forma de onda permite la integración coherente de la última hora o por lo tanto de la vida del sistema binario, cuando la señal de onda gravitacional es más fuerte.
En la propuesta de 1987 de la National Science Foundation que describió por primera vez el concepto de LIGO, Kip Thorne tenía esto que decir acerca de las perspectivas de detección en general: "La más cierta de las fuentes es la coalescencia de estrellas de neutrones binarias: Estimaciones basadas en estadísticas de púlsares en nuestra propia galaxia sugiere que para ver tres de tales eventos por año uno debe mirar hacia fuera a 100 (+100 / -40) Megaparsecs de distancia. Para supernovas se conoce la tasa de eventos en aproximadamente una cada 40 años en nuestra propia galaxia y varias veces al año en Virgo, pero la cantidad de radiación emitida es muy incierta. Para los nacimientos de agujeros negros, tanto la eficiencia de onda de emisión como la distancia a la que hay que buscar son muy inciertas."
Desde entonces, cálculos refinados de la fuerza de supernova han trasladado esa fuente más abajo en la lista, y la tasa de nacimientos de agujeros negros sigue siendo incierta. Pero las estimaciones del rango necesario en el instrumento para ver una binaria de estrella de neutrones inspiral se han mantenido bastante estables con el descubrimiento de algunos otros púlsares de radio galácticos en órbitas binarias. Una estimación actual es que la tasa de fusiones dentro de la galaxia es de 80 (+200 / -66) / Myr, que con una densidad galáctica de 10-2/Mpc3 corresponde a un rango requerido del detector de 44 a 120 Mpc,un número algo más prometedor que la estimación de 1987 de 60 a 200 Mpc.
Después del sonido inspiral viene la coalescencia. La etapa final del sistema binario neutrónico es una compleja explosión en tan sólo unos pocos milisegundos: interrupción de marea, colapso de núcleo, fusión, y la formación del estado final de agujero negro. La hipótesis sostiene que cada breve (0.1 a 1 s) estallido de rayos gamma observado por los satélites se genera en el instante de fusión, tal vez de ondas de choque formadas por el colapso de la estrella de neutrones. Esta hipótesis fue apoyada por la identificación de varias explosiones cortas en 2005 como originarias más allá de la galaxia. Estallidos de rayos gamma más largos, los que duran más de 2 segundos, se deben a acontecimientos extragalactic diferentes, incluyendo las supernovas.
Una reciente búsqueda de señales de onda gravitacional inspiral en los detectores LIGO y VIRGO utilizan explosiones cortas de rayos gamma detectadas por los satélites de rayos gamma y rayos X como el momento desencadenante. Analizando períodos de datos que preceden 22 explosiones de rayo gama distintas, el resultado no fue ninguna señal con la confianza del 90 % de una binaria formada por estrella de neutrones / agujero negro dentro de una distancia media de 6,7 Mpc, o de un sistema doble de estrellas de neutrones en 3,3 Mpc.
Estas cifras no alcanzan el rango necesario para la detección, pero ya hay una recolección de datos de mayor sensibilidad en curso, y están previstas otras mejoras que después de finalizada esta ejecución. Más allá de esto, Advanced LIGO, con diez veces la sensibilidad y por lo tanto diez veces en rango, debe estar en funcionamiento para 2015. El rango de la estrella doble de neutrones inspiral para Advanced LIGO se prevé que será de 300 Mpc, suficiente para ver varios eventos al año, incluso para el extremo pesimista de las fuentes estimadas. No hay duda de que la nueva ventana sobre el universo será finalmente resquebrajada. Los parámetros derivados del ajuste de la forma de onda constituirá una rica veta de datos: la confirmación de la hipótesis de fusión, una encuesta de las masas y giros de las estrellas de neutrones, y, tentadoramente, una medida sin calibración de la distancia de la fuente que puede ser usada medir la energía oscura.
Los resultados de Kiuchi y sus colegas ven incluso más allá de Advanced LIGO. Los autores presentan una de las primeras simulaciones detalladas de las ondas generadas por la unión. La figura 1 muestra el resultado de su simulación para el sonido precursor y la propia unión iniciando en t = 0 milisegundos. El aspecto caótico de la forma de onda en la fusión contiene información que es totalmente inaccesible a la astronomía convencional. La información del estallido de rayos gamma se suaviza por la dispersión dentro de la materia que lo generó, al igual que la distancia y la dispersión transforman el golpe de un rayo en un bajo rugido de trueno. Las ondas gravitacionales, por el contrario,son prueba de la dispersión, y llevan la firma de la fusión con una resolución mejor que 1 ms. Los autores modelan varias ecuaciones de estado diferentes para la estrella de neutrones, y simulan la formación del agujero negro final y el disco asociado para un amplio rango de parámetros. Ellos encuentran, entre otros fenómenos, que los pequeñas brazos espirales se forman alrededor, y eventualmente son tragados por el agujero negro.
Lamentablemente, la señal de fusión se produce a altas frecuencias, donde la sensibilidad del detector se ve limitada por ruido de fotones disparados. A una distancia de 100 Mpc, la amplitud de deformación máxima para la ecuación de estado usada para generar la figura 1 es 1x10-22 con una frecuencia alrededor de los 6 kHz, que es un factor de aproximadamente 10, demasiado débil para ser visto por el Advanced LIGO. Según los autores, una posterior generación de detectores ahora en la etapa de planificación conceptual, como el Telescopio Einstein, serán necesarios para la detección de la fusión. Luego los cálculos teóricos de la fuente favorita de los detectores situados en tierra finalmente serán confrontados con los datos observacionales.
Nota añadida por el autor (8 de abril de 2010): Bruno Giacomazzo (Universidad de Maryland) señala que la descripción de las explosiones cortas de rayos gamma que se derivan del colapso de núcleo es inexacta, como colapso de núcleo que está asociado con una supernova y el acompañamiento de extensos estallidos de rayos gamma. Más bien, la explosión corta de rayos gamma se pudo generar probablemente como un disco de corta duración o un toro que rodea el estado final del agujero negro acreciendo en el agujero negro.
Acerca del Autor
Robert E. Spero
Desde 1997, Robert Spero ha sido un físico experimental en el JPL, en Pasadena, California, donde contribuye a la experimentación y esfuerzo de diseño para que la misión LISA sea una realidad. Antes de eso, él era un miembro del grupo de LIGO en Caltech, desde los primeros días, cuando todos los miembros se sentaron alrededor de una mesa pequeña.
Traducido de:
Precise simulations for future gravitational wave detectors
De Robert E. Spero (Jet Propulsion Laboratory) para Physics.
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