¿En qué se diferencia la fusión estrella de neutrones-estrella de neutrones de la fusión agujero negro-agujero negro y qué información puede extraerse de las ondas gravitacionales emitidas por estos procesos?
[ Actualizado en la parte inferior para la primera detección GW de una fusión NS-NS].
Hay algunas grandes diferencias:
Primero, masas de estrellas de neutrones se sitúan entre 1 y 2 veces la masa del Sol (M $_\odot$ ), mientras que el agujero negro más ligero conocido es que se cree ~3M $_\odot$ . Además, en las primeras detecciones de GW de binarios BH, cada uno de los BH tiene masas en el rango 7-40 M $_\odot$ . Así que esperamos que todas las binarias NS sean más ligeras que todas las binarias BH. Esto es importante porque, a grandes rasgos, cuanto menor sea la masa del sistema, mayores serán las frecuencias que alcancen sus GW antes de la fusión. 1 Pero el LIGO / Virgo Los detectores tienen ventanas de frecuencia fijas en las que son sensibles, lo que significa que los detectores verán los sistemas NS "antes" en su evolución que los sistemas BH, lo que a su vez significa que los sistemas NS pasarán más tiempo en las ventanas sensibles de los detectores. También significa que la fusión real de las binarias NS se producirá a frecuencias muy altas, a lo que volveré dentro de un momento.
Pero reconociendo esa diferencia básica en las escalas de masa, ignorémosla por ahora. Imaginemos binarias idénticas, compuestas por masas y espines idénticos, salvo que una tiene un par de agujeros negros (BH) y la otra un par de estrellas de neutrones (NS). El binario BH tiene una masa inferior a la que esperamos que sea común en la naturaleza, pero por lo demás esto es realista y facilita la comparación de estos próximos puntos.
En segundo lugar, durante la larga inspiral -antes de que las estrellas de neutrones se hayan tocado- están levantando mareas unas sobre otras. Pero se necesita cierta energía para elevar una marea. Esa energía proviene de la propia órbita. Así que los efectos de las mareas cambian la rapidez con la que la binaria se fusiona (en comparación con una binaria BH). Véase este documento y sus referencias para más detalles técnicos.
En tercer lugar, los agujeros negros continúan su inspiral durante más tiempo, simplemente porque son más compactos, por lo que no se fusionan hasta más tarde. Esto significa que la señal de los BH continúa haciéndose más grande y más larga. Las NS, por otro lado, no pueden acercarse tanto simplemente porque ocupan más espacio. Se tocan o simplemente se separan en algún momento, lo que arruina su capacidad de emitir ondas gravitacionales realmente potentes. Esto se discute en este documento .
En cuarto lugar, los BH no pueden romperse y lanzar una cola por los aires. Las SN pueden . Y esa cola expulsada puede producir sus propias ondas gravitacionales, que imprimen una firma en la señal.
En quinto lugar, después de que los BH se fusionen, se "reducen" rápidamente a un agujero negro estacionario. De hecho, su señal de ondas gravitacionales disminuye exponencialmente tras la fusión. Esto no ocurre con las NS, que pueden tener formas curiosas o "montañas". Y como la NS fusionada girará rápidamente, estas montañas pueden emitir ondas gravitacionales que mantienen la señal "encendida" durante mucho más tiempo que en el caso de los BH. Véase la figura 1 de este documento para ver un ejemplo de la señal NS. Esa señal posterior a la fusión también se amortigua, pero no tan rápidamente como en el caso de un BH.
Se trata, pues, de cambios bastante sustanciales en la señal, lo que significa que, en principio, los detectores de ondas gravitacionales deberían poder distinguir entre binarias NS y BH. Sin embargo, estos cuatro últimos puntos se producen sobre todo a frecuencias muy altas (como se menciona en el primer punto). Resulta que muchas de las diferencias entre las señales NS y BH se encuentran en el extremo superior de las frecuencias que LIGO/Virgo podrá detectar. Sin embargo, estos hallazgos pueden ser extremadamente importantes, por lo que la colaboración LIGO/Virgo ya tiene planes para ajustar sus detectores de modo que sean más sensibles a estas altas frecuencias en el futuro.
Pero el sexto y último punto es potencialmente el más importante. Las estrellas binarias BH en fusión sólo tienen masa, no materia. Pero las binarias NS tienen materia muy densa que se mueve a velocidades extraordinarias, situada en regiones del espaciotiempo que pueden emitir radiación a observadores distantes (no atrapada dentro de un agujero negro). Y cuando esto ocurre, se liberan muchos fotones, desde la radiación de radio hasta la radiación gamma, pasando por la visible. Esto significa que, potencialmente, podremos ver binarias NS con la astronomía tradicional, así como con la astronomía de ondas gravitacionales e incluso con la astronomía de neutrinos. Disponer de todas estas formas diferentes de observar un mismo evento nos permitirá aprender mucha más física. Este campo se denomina "astronomía multimensajero", y pronto se celebrarán un montón de conferencias y se publicarán artículos (como éste ) que se escriben sobre ella.
Actualización:
El 16 de octubre de 2017, los astrónomos anunciaron la primera detección de ondas gravitacionales de un sistema que involucra estrellas de neutrones, junto con observaciones electromagnéticas y de neutrinos del sistema. El anuncio de las GW es aquí mientras que las descripciones del electromagnetismo y del neutrino [2] observaciones son aquí y muchas otras referencias. También hay más artículos aquí y aquí .
Esta detección es importante por varias razones. Es la primera detección GW de un sistema con materia como ingrediente principal. [3] Pero quizá lo más importante es que los datos de LIGO/Virgo proporcionaron un buen disparador y localización (es decir, coordenadas temporales y espaciales del suceso, respectivamente) para que los telescopios electromagnéticos y de neutrinos tradicionales buscaran el sistema, inaugurando así la era de la astronomía multimensajero con un sistema muy impresionante. Combinados, proporcionan buenas (¡nuevas!) pruebas de que explosiones cortas de rayos gamma son causadas por la fusión de estrellas de neutrones, que se cree que son responsables de la creación de la mayoría de los elementos pesados que vemos en la naturaleza .
Los resultados coinciden con lo que he dicho antes. En particular, los resultados se refieren sobre todo a los puntos 1 (baja masa total / alta frecuencia) y 6 (astronomía multimensajero). Por otra parte, este acontecimiento concreto no afecta demasiado a mis puntos 2 a 5. Aparte del hecho de que se trataba (probablemente) de estrellas de neutrones, los GW por sí solos no nos aportaron mucha física nueva. [4] La razón principal es que el sistema era muy ligero -como lo serán todos los sistemas NS-NS-, lo que significa que la física más interesante tiene lugar a altas frecuencias (~1kHz), pero LIGO/Virgo tienen actualmente niveles de ruido bastante grandes a esas frecuencias. Con el tiempo, está previsto "afinar" el interferómetro para que tenga un ruido muy pequeño en una banda estrecha a altas frecuencias (a expensas de un ruido más alto en otras frecuencias). Es de esperar que eso nos proporcione detalles más interesantes sobre la física de los futuros sistemas.
En una nota relacionada, la colaboración LIGO/Virgo ha publicado una figura muy interesante que representa las masas de los BHs y NSs conocidos, incluyendo las detecciones hasta la fecha. No está claro si existe realmente una "brecha" en la que los BHs no sean mucho más ligeros que 5M $_\odot$ o si sólo se trata de un sesgo de medición/selección. Pero está bastante claro que los NS no serán mucho más pesados que 2M $_\odot$ .
Notas a pie de página:
Las binarias BH escalan con la masa total del sistema. Supongamos que sabemos todo lo que hay que saber sobre un sistema binario BH con una masa total de 20M $_\odot$ . Entonces se sabe automáticamente todo lo que hay que saber sobre otro binario que es idéntico excepto que las masas son (digamos) el doble de grandes; sólo hay que multiplicar cada número por un factor apropiado de alguna potencia de 2. Por ejemplo, si la frecuencia GW en el momento de la fusión era de 400Hz para el primer binario, será de 200Hz para el segundo. Esta relación es precisa para los BH (al menos hasta que los efectos cuánticos adquieren importancia). Las estrellas de neutrones son más complicadas, ya que hay una escala intrínseca dada por la ecuación de estado de su materia, pero la idea general es la misma, ya que se aproximan razonablemente bien como masas puntuales (BH) hasta que se tocan.
Las "observaciones" de neutrinos fueron resultados nulos: no hay pruebas fehacientes de cualquier detección de neutrinos asociada a este sistema. Esto es coherente con el modelo de que se trata de una kilonova a 40Mpc de distancia; no habría un enorme flujo de neutrinos, y los neutrinos son difíciles de detectar de todos modos.
Creemos firmemente que se trataba de un par de estrellas de neutrones. Podría haber habido agujeros negros en lugar de uno de estos objetos o de ambos, pero no creemos que estos agujeros negros de baja masa sean muy comunes. Además, las señales electromagnéticas sugieren la presencia de grandes cantidades de materia, así que, en conjunto, es bastante convincente".
Los efectos de las mareas se tratan en la sección IV del el papel anunciador pero este evento sólo proporciona un límite al parámetro de deformabilidad. Probablemente también se podrían establecer algunas restricciones sobre el tamaño de los objetos, teniendo en cuenta el hecho de que el sistema parecía seguir orbitando incluso a altas frecuencias, lo que demuestra que los objetos eran compactos, pero no he visto tales restricciones. Creo que la materia eyectada y las "montañas" en cualquier remanente deben haber generado GWs que eran demasiado pequeños y a frecuencias demasiado altas para ser detectados en este evento.
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