Escuchando el murmullo de Estrellas de Neutrones en el centro de nuestra galaxia

La Teoría de la Relatividad General de Albert Einstein predice que las estrellas de neutrones en rotación rápida y con pequeñas desviaciones respecto a la simetría axial emiten ondas gravitacionales continuas. A pesar de que se conocen fuentes plausibles de dichas ondas, aún no ha sido posible realizar una detección directa. Con este trabajo pretendemos encontrar ondas gravitacionales continuas emitidas por estrellas de neutrones situadas en el Centro Galáctico.

¿Qué tiene de especial el Centro Galáctico?

Se cree que la región interior de la Vía Láctea alberga cientos de estrellas de neutrones, las cuales yacen ocultas por densas nubes de polvo y gas. Cuando se realizó esta búsqueda, no se conocía ninguna estrella de neutrones en esta zona. No fue hasta hace unos años cuando se realizaron las primeras detecciones mediante rayos-X y ondas de radio en las cercanías de Sagitario A*; sin embargo, sí se habían observado un gran número de estrellas masivas a su alrededor. Este es un hecho interesante para nosotros, ya que estas estrellas masivas son las progenitoras de las estrellas de neutrones. Cuando explotan en forma de supernova, pueden dejar como reducto de la explosión una estrella de neutrones. La astronomía de ondas gravitacionales ofrece una nueva forma fascinante de buscar señales de este tipo de estrellas.

¿Por qué es tan difícil la detección de ondas gravitacionales?

Las ondas gravitacionales interactúan muy débilmente con la materia. Por lo tanto, necesitamos detectores extremadamente sensibles y métodos muy efectivos de análisis de datos para poder extraer la señal del ruido. Para ello, necesitamos modelos precisos para las señales que queremos encontrar. Estas señales vienen descritas por una serie de parámetros: la frecuencia, el ritmo de decaimiento del espín (cambio de la frecuencia de rotación en función del tiempo) y la posición en el cielo. Esta búsqueda se concentra en una sola posición en el cielo (el Centro Galáctico). Los dos parámetros restantes (frecuencia y ritmo de decaimiento del espín) están, en principio, relacionados con las propiedades de la estrella emisora; por consiguiente, como no tenemos conocimiento sobre las fuentes localizadas en el centro galáctico, son desconocidos. Esto último implica que debemos buscar entre una gran variedad de señales diferentes; ¡cuantas más, mejor! Nuestra búsqueda en particular cubre un total de 4.4x1012 (= 4.4 billones = 4400 mil millones) formas diferentes de señales (llamadas modelos), con frecuencias de entre 78 y 496 Hz y ritmos de decaimiento del espín entre 0 y -7.8x10-8 Hz/s (= -0.000000078 Hz/s).

La búsqueda de tal número de señales diferentes es una tarea muy exigente en términos computacionales, ya que cada modelo tiene que ser comparado con los datos obtenidos. Para resolver este problema, se han desarrollado eficientes procedimientos de análisis. En el método de análisis usado en esta búsqueda, los datos se han dividido en segmentos cortos de una cierta duración. Entonces, el análisis se realiza usando los segmentos más cortos de datos cuyos resultados son después combinados en bloque. Esto es, en principio, un método menos sensible que un análisis de todos los datos en conjunto; sin embargo, permite llevar a cabo una búsqueda mayor de modelos sobre un conjunto mayor de datos.

¿Qué datos usamos y cómo los analizamos?

Los datos usados en el análisis han sido obtenidos por los detectores LIGO de 4km de longitud. Fueron registrados entre el 7 de noviembre de 2005 y el 30 de octubre de 2007. Estos datos han sido divididos en 630 segmentos más pequeños, cada uno de longitud de 11.5 horas y distribuidos a lo largo de casi dos años. Los diferentes modelos de señal son comparados uno a uno con el conjunto de datos obtenidos y, para cada modelo, se calcula un valor de significancia. Este valor nos da la probabilidad de que una onda gravitacional con los parámetros del banco de modelos se encuentre entre los datos. El procedimiento de análisis jerárquico anteriormente descrito permite disminuir los requerimientos computacionales; a pesar de ello, la búsqueda requiere de miles de ordenadores trabajando tiempos del orden de una semana. Esta búsqueda fue segmentada en 10.678 trozos pequeños en los que cada uno reportó valores de significancia de los 100.000 modelos de onda más prometedores (más significativos).

¿Qué hacer con mil millones de candidatos?

La búsqueda dejó como resultado un total de 1.067.800.000 combinaciones modelo-significancia (llamadas candidatos). Tal y como se menciona anteriormente, el valor de significancia nos dice como de probable es obtener una señal con los parámetros dados en el conjunto de datos. No obstante, la mayoría de niveles altos de significancia no son debidos a ondas gravitacionales. Los candidatos significativos pueden deberse a perturbaciones terrestres o del propio detector (e.g. armónicos de la línea de potencia AC, resonancias mecánicas, etc.). Los candidatos que puedan ser atribuidos a perturbaciones del detector son eliminados. Una vez pasado este primer filtro, comprobamos los candidatos de acuerdo a su comportamiento físico. ¿Aparece la onda gravitacional en los datos de ambos detectores? A diferencia de las perturbaciones locales, una seña real sería encontrada en los datos de ambos detectores con propiedades consistentes. ¿Está la señal real presente durante todo el tiempo de observación (alrededor de dos años) tal y como esperamos que suceda en una onda gravitacional continua? ¿Aumenta la fuerza de la señal cuando aumentamos el conjunto de datos a analizar? Las respuestas a estas preguntas son un test contundente que nos permite diferenciar entre señales reales en potencia y ruido. Desafortunadamente, ninguno de estos candidatos consiguió superar ninguno de estos test. En definitiva, en esta búsqueda no fueron detectadas ondas gravitacionales.

Si no hay señales de ondas gravitacionales... ¿por qué este resultado es interesante?

Obviamente, una detección directa habría sido mucho más emocionante. A pesar de ello, la inexistencia de señal de ondas gravitacionales nos permite establecer límites superiores en la intensidad de la onda en la banda de frecuencia y en los ritmos de decaimiento del espín para la localización en el cielo elegida. Esto significa que podemos definir la amplitud máxima que pueden tener las señales que provienen del Centro Galáctico. Estos valores están determinados con una fiabilidad del 90%. En otras palabras: si una onda gravitacional estuviera escondida entre nuestros datos con una amplitud igual o mayor a la amplitud máxima, estaríamos seguros al 90% de que la habríamos detectado. Estos límites son los más restrictivos que se han encontrado para esta región de búsqueda (ver la figura superior en el margen derecho). De todo ello podemos extraer conclusiones sobre la deformación máxima o elipticidad que pueden tener las estrellas de neutrones del Centro Galáctico (ver la figura inferior en el margen derecho). Así pues, incluso sin haber obtenido una sola detección, podemos extraer información muy valiosa sobre las posibles fuentes que habitan en el Centro Galáctico.

Glosario:

  • Centro Galáctico: Usamos la expresión Centro Galáctico como sinónimo del objeto Sagitario A*. Es el centro dinámico de la Vía Láctea y alberga un agujero negro masivo (¡4.4x106 (= 4.4 millones) veces la masa del Sol!).
  • Estrella masiva: Las estrellas masivas tienes masas mayores a 8 veces la masa de nuestro Sol. Solamente estas estrellas pueden formar una estrella de neutrones después de su explosión como supernova. Si estas estrellas tienen masas menores, forman enanas blancas.
  • Supernova: Una supernova es una explosión de una estrella masiva al final de su vida. Esta explosión es notoriamente luminosa: durante varias semanas la supernova puede eclipsar a una galaxia entera y radiar tanta energía como lo haría nuestro Sol durante toda su vida. La mayoría del material de la estrella es eyectado, siendo el remanente un objeto extremadamente denso y compacto.
  • Onda gravitacional continua: Las ondas gravitacionales continuas se mantienen aproximadamente a frecuencia constante durante un largo intervalo de tiempo. Son creadas por estrellas de neutrones en rotación rápida con, por ejemplo, una pequeña desviación en su simetría axial. Son extremadamente débiles, ya que perduran varios órdenes de magnitud por encima del tiempo de observación. Este hecho nos permite analizar vastos conjuntos de datos a fin de diferenciar la señal entre el ruido. Otros fenómenos emisores, como por ejemplo la coalescencia de binarias compactas, no conservan esta propiedad, ya que se espera que emitan fuertes señales de ondas gravitacionales, pero de corta duración.
  • Ritmo de decaimiento de espín ("spindown" en inglés): La estrella emisora rota a cierta frecuencia. Así la onda gravitacional tiene el doble de frecuencia. A lo largo del tiempo, la estrella pierde energía (a causa de la emisión de ondas gravitacionales, por ejemplo, o de otros procesos emisivos), de manera que cambia su frecuencia rotacional y con ello la frecuencia de las ondas gravitacionales. El ritmo de cambio de la frecuencia a lo largo del tiempo es llamado ritmo de decaimiento del espín (y, por consiguiente, se mide en Hertz por segundo).

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Figuras de la Publicación

Para más información sobre como fueron generadas estas figuras y su significado visita la publicación en arXiv.org.

False alarm density plot

Límite superior de amplitud de ondas gravitacionales procedentes del Centro Galáctico. El valor en el eje vertical es el “90% de confianza del límite superio” y significa que, si una onda gravitacional con una amplitud tal o mayor se hallase en los datos, estamos seguros al 90% que la habríamos detectado. Los números varían con la frecuencia debido a que los detectores tienen sensibilidades diferentes a distinta frecuencia. El límite más restrictivo es 3.35x10-25 a 150 Hz. El pico que se observa en los 350 Hz es debido al ruido mecánico producido por las oscilaciones de los cables que sostienen los espejos de LIGO.

False alarm density plot

Elipticidad de las fuentes. Similarmente al gráfico de arriba, el eje vertical muestra el límite superior de elipticidad de las posibles fuentes con un nivel de confianza del 90%. La elipticidad es una medida de la deformación de la estrella. Estos valores están directamente calculados a partir de los límites superiores de amplitud de las ondas gravitacional. Podemos concluir que las estrellas de neutrones localizadas en el centro galáctico (a una distancia de 8.3 kpc = 27072 años luz) tienen que tener elitpticidades menores a las observadas aquí. Como la elipticidad depende también del momento de inercia de la fuente emisora, el cual es hasta cierto punto arbitrario, presentamos estos límites para tres valores diferentes. Los tres valores están expresados en base al valor fiduciario Ifid = 1038 kg m2.