LA PRIMERA MEDICIÓN DE UNA FUSIÓN DE AGUJEROS NEGROS Y SU SIGNIFICADO

DESCUBRIENDO ONDAS GRAVITACIONALES

Los detectores Advanced LIGO no han tardado mucho en dejar su huella en la astronomía y la astrofísica. La primera fuente de ondas gravitacionales detectada por la Colaboración Científica LIGO/Virgo, llamada GW150914, ha señalado el comienzo de una nueva manera con la que podemos aprender sobre el universo. El descubrimiento de GW150914 es ya un asombroso logro en sí mismo, pero la verdadera diversión empieza al intentar descodificar qué tiene que decirnos. Para leer más sobre el descubrimiento de GW150914 puedes visitar su propio resumen científico. Aquí resumiremos algunas de las cosas que hemos aprendido sobre GW150914 en particular, y qué significa para nuestra comprensión más amplia de la astrofísica.

¿QUÉ CREÓ LAS ONDAS GRAVITACIONALES?

Una vez que hemos identificado una onda gravitacional en los datos (más detalles aquí y aquí), se ponen en funcionamiento superordenadores alrededor del mundo para determinar qué ha creado la señal que hemos detectado. Hacemos esto probando millones de combinaciones de diferentes números (parámetros) que describen la señal de onda gravitacional. Los parámetros que te describen a ti podrían ser altura, edad, color de ojos y pelo, etc. La señal de onda gravitacional GW150914 provino de dos objetos densos moviéndose en espiral uno alrededor del otro y fusionándose. Los parámetros que describen un evento así son cuán masivo es cada objeto, a qué velocidad está girando cada objeto, dónde están localizados, y cómo están orientados respecto a nosotros. Mirando qué combinaciones de estos parámetros producen ondas gravitacionales que coincidan con los datos, podemos medir diferentes aspectos de la fuente real. Puedes leer sobre diversos detalles de los parámetros de GW150914 aquí.

LOS AGUJEROS NEGROS EN GW150914

A partir de la estimación de parámetros sabemos que GW150914 vino a nosotros proveniente de una fusión de dos agujeros negros de masas estelares. Los agujeros negros que se fusionaron tenían aproximadamente 30 veces la masa del Sol cada uno, convirtiéndolos en los agujeros negros estelares más largos jamás observados. Los agujeros negros estelares se forman cuando una estrella grande colapsa sobre sí misma, posiblemente activando una explosión de supernova. Hay agujeros negros millones de veces más masivos que los agujeros negros que crearon GW150914, situados en los centros de las galaxias, pero no se espera que sean fuentes para Advanced LIGO. Los agujeros negros en fusión que detectamos probablemente se encontraban situados en algún lugar sobre el hemisferio sur de la Tierra, situados a una distancia de aproximadamente mil millones de años luz. Las fusiones de agujeros negros son eventos extremadamente violentos. Si toda la energía del evento hubiera llegado en forma de luz visible, habría eclipsado la luna llena brevemente pese a encontrarse a mil millones de años luz.

AGUJEROS NEGROS DE MASA ESTELAR

Hasta el descubrimiento de GW150914, la mejor manera de estudiar agujeros negros de masa estelar era a través de la observación de binarias de rayos X (XRBs, por sus siglas en inglés), donde material de una estrella orbitando un agujero negro está cayendo en el agujero negro, y, debido a esto, emitiendo rayos X. Actualmente hay 22 XRBs conocidas en las que la masa del agujero negro ha sido medida, la mayoría con masas entre 5 y 10 veces la masa del Sol, y unas pocas llegando hasta 20. Todas las XRBs menos tres se encuentran en nuestra galaxia, haciendo que los agujeros negros que crearon GW150914 tengan el récord en masa y distancia a la Tierra. Las masas relativamente grandes de los agujeros negros en GW150914 tienen consecuencias interesantes en nuestro entendimiento de la formación de agujeros negros.

La formación de agujeros negros provenientes del colapso de estrellas es un proceso físico muy complejo y hay muchos detalles desconocidos que influencian el resultado final, incluyendo la masa de la estrella antes del colapso, cuán rápido está rotando y detalles sobre cómo exactamente ocurre la explosión en forma de supernova. La característica más sensible para determinar la masa del agujero negro remanente es la metalicidad de la estrella. Para los astrónomos, metalicidad se refiere a la fracción de la estrella que está hecha de elementos más masivos que Hidrógeno (H) y Helio (He). Elementos más masivos que H y He son formados dentro de las estrellas o durante las explosiones supernovas. Así como la masa de los objetos es habitualmente comparada con la del Sol, la metalicidad de las estrellas se compara con la metalicidad solar. Para formar agujeros negros tan masivos como los de GW150914, las estrellas que formaron los agujeros negros debieron de tener alrededor de la mitad de la metalicidad del Sol, o incluso solo un cuarto. Medidas como ésta nos ayudarán a aprender sobre los procesos mediante los cuales las estrellas convierten H y He en elementos más masivos a lo largo del tiempo cósmico.

FORMANDO PAREJAS DE AGUJEROS NEGROS

Mientras que las masas individuales de GW150914 nos hablan de la formación de agujeros negros, ¿cuáles son las posibilidades de que dos de ellos se fusionen en uno solo? Las estrellas más masivas son miembros de sistemas binarios y la mayoría de predicciones teóricas han sugerido durante mucho tiempo la existencia de sistemas binarios de agujeros negros, aunque ninguno había sido observado aún. La observación de GW150914 no solo confirma la existencia de binarias de agujeros negros, también confirma que éstos nacen lo suficientemente cerca el uno del otro para que eventualmente se fusionen, creando señales de ondas gravitacionales como las que hemos detectado. Hay dos posibilidades principales para la formación de binarias de agujeros negros: o una pareja de estrellas orbitándose la una a la otra explotan como supernovas dejando tras de sí dos agujeros negros que eventualmente se fusionan, o dos agujeros negros separados en un cúmulo denso de estrellas se acercan y se acaban fusionando. La diferencia que nos permite distinguir entre las dos, que podemos medir mediante la señal de onda gravitacional, es el espín de cada agujero negro.

AGUJEROS NEGROS EN ROTACIÓN

Así como la Tierra rota sobre su eje mientras órbita alrededor del Sol, los dos agujeros negros rotan mientras se orbitan el uno al otro. Y, al igual que el eje de rotación de la Tierra se encuentra inclinado con respecto a la órbita relativa al Sol, los agujeros negros también pueden estar inclinados. La rapidez con que los agujeros negros están rotando a medida que orbitan entre sí, y cuán inclinados están uno respecto del otro es una de las primeras cosas que queríamos saber sobre GW150914.

La Tierra da una vuelta por día mientras está orbitando el Sol. En principio, los agujeros negros pueden girar mucho más rápido, pero solo hasta un determinado punto. De acuerdo con la teoría de la relatividad general de Einstein, existe un valor máximo al que el agujero negro puede estar girando. Este valor máximo depende de la masa del agujero negro. El espín de los agujeros negros se mide relativo a su valor máximo. Un agujero negro que tiene un espín de valor igual a 1 estaría girando al máximo permitido por las leyes de la física; un valor de espín de 0.2 significa que el agujero negro está girando a un 20% de su valor máximo.

También estamos interesados en la dirección en la que los agujeros negros rotan. Si curvas los dedos de tu mano derecha alrededor del ecuador de la Tierra en la dirección en la que está girando, tu dedo pulgar estará apuntando en la dirección del polo norte geográfico - ésa es la "dirección" de rotación de la Tierra. Podrías hacer lo mismo para todos los agujeros negros en rotación. Llamamos a esas direcciones "S1" y "S2" - una para cada agujero negro. Si curvas tus dedos en la dirección en la que los agujeros negros se están orbitando el uno al otro, tu pulgar apuntará en la dirección orbital, que llamamos "L". Si S1 y S2 apuntan en una dirección distinta que L, la órbita se encuentra en precesión como una peonza al girar, causando que L cambie de dirección mientras los agujeros negros se acercan. Si S1 y S2 apuntan en la misma dirección que L (o en dirección contraria), la órbita se mantiene constante. Si podemos medir o no la precesión de la órbita es una pista importante de cómo se formaron los agujeros negros en primer lugar. Si no hay precesión, es bastante probable que los agujeros negros se formaran juntos. Si hay mucha precesión, es probable que los agujeros negros se formaran separados y antes de juntarse. Para GW150914 no pudimos establecer definitivamente cuán grandes o pequeños eran los espines de cada agujero negro, o si estaban causando precesión en la órbita. Podemos decir que el espín total S1+S2 es probablemente pequeño. La medición del espín para GW150914 sugiere que los espines individuales eran pequeños, o que estaban apuntando en direcciones contrarias el uno del otro, cada uno cancelando el efecto del otro. A medida que Advanced LIGO descubra más fusiones de agujeros negros estaremos observando atentamente los signos de precesión que nos ayuden a descifrar cómo se forman las binarias de agujeros negros en la naturaleza.

¿CUÁNTAS MÁS DETECTAREMOS?

Justo después de la detección de GW150914 empezamos a calcular cuán probable era que encontráramos más durante el primer periodo de observación (O1) de Advanced LIGO. Predecir las probabilidades de descubrimientos adicionales no solo nos da algo por lo que esperar, sino que también es una medida que tiene implicaciones en nuestro entendimiento sobre cómo tienen lugar las fusiones de agujeros negros en la naturaleza. El número que intentamos calcular es la tasa de fusiones de agujeros negros como GW150914 en el universo. Nuestro cálculo del ritmo de fusiones de agujeros negros está descrito con detalle aquí. Hay dos ingredientes principales a la hora de calcular el ritmo: el número de señales que hemos detectado y la sensibilidad de nuestros detectores. Medimos la sensibilidad como el volumen del universo en el que podríamos detectar una fusión de agujeros negros, multiplicado por el tiempo que hemos observado. Nos referiremos a esta cantidad como el "volumen de espacio-tiempo". La cantidad de datos analizados hasta ahora es el equivalente a 16 días, aunque esa cantidad está extendida a lo largo del primer mes de O1 porque los detectores no están en funcionamiento todo el tiempo, y los dos tienen que estar operando para poder detectar ondas gravitacionales. Una vez que hemos calculado el ritmo de fusiones de agujeros negros, podemos usar ese número y nuestras expectaciones de cuán sensible será Advanced LIGO durante los siguientes periodos de observación (O2 y O3 respectivamente) para hacer predicciones del número de coalescencias de binarias de agujeros negros que observaremos en el futuro. Puedes leer más sobre las próximas campañas de Advanced LIGO aquí.

CONTANDO FUSIONES DE AGUJEROS NEGROS

Aunque GW150914 fue el único evento en los primeros 16 días de O1 que podemos llamar "detección", no fue el único trozo de datos interesantes que hemos analizado hasta ahora. Otro candidato, LVT151012, fue encontrado en los datos con una probabilidad relativamente baja de ser una falsa alarma (aproximadamente un 2%), suficiente para llamar nuestra atención pero no suficiente para llamarlo una detección. (Las detecciones de LIGO son llamadas "GW" seguido de la fecha en formato AAMMDD. Los candidatos de LIGO/Virgo empiezan por "LVT" - "LIGO-Virgo trigger" en inglés -seguido de la fecha. LVT151012 es un candidato interesante, pero no es lo suficientemente significante como para convertirse en GW). Tenemos bastantes eventos aún menos significantes en los datos, probablemente debidos a perturbaciones en los detectores, que afectan (débilmente) el número total de posibles agujeros negros detectados.

MIDIENDO LA SENSIBILIDAD DE ADVANCED LIGO

Para medir cuán sensible es Advanced LIGO a las fusiones de agujeros negros, analizamos datos en los que hemos añadido señales simuladas de ondas gravitacionales para ver cuán lejos de nosotros puede estar la fuente y seguir siendo detectable. Éste es un asunto complicado porque la masa total de la fusión de los agujeros negros determina la distancia máxima a la que todavía podemos detectarlo. Con solo una o dos señales aún tenemos poca orientación para la gran variedad de posibles combinaciones de masas que hay ahí fuera. Para estar seguros, probamos diferentes hipótesis para diferentes poblaciones de fusiones de agujeros negros y combinamos los resultados con la esperanza de que la verdadera esté entre algunas de las opciones que exploramos. Combinando las distancias típicas a las que Advanced LIGO puede detectar fusiones de agujeros negros con la cantidad de tiempo que hemos estado observando, llegamos al volumen de espacio-tiempo del periodo de observación. Con la cuenta de detecciones de agujeros negros y el volumen de espacio-tiempo analizado, ¡estimamos que ondas gravitacionales procedentes de fusiones de agujeros negros en algún lugar del universo llegan a la Tierra una vez cada 15 minutos!

MIRANDO AL FUTURO

Con la cantidad de fusiones de agujeros negros en los datos, y la sensibilidad de Advanced LIGO a las ondas gravitacionales que producen, podemos calcular el ritmo al que los agujeros negros se fusionan en el universo. El ritmo que estimamos puede ser combinado con la sensibilidad esperada de los siguientes periodos de observación para enseñarnos cuántas detecciones podemos esperar. ¡Los números son muy excitantes! Las figuras 3 y 4 muestran el número de detecciones esperadas y la probabilidad de encontrar más de N detecciones a medida que incrementamos el volumen de espacio-tiempo analizado por Advanced LIGO. El volumen de espacio-tiempo de los diferentes periodos de observación está marcado en las figuras. Las predicciones son muy inciertas porque (a) con solo unas pocas detecciones no podemos precisar bien el ritmo y (b) la sensibilidad de los próximos periodos de observación depende de lo bien que vayan las mejoras en los observatorios. Tomando estas posibilidades en cuenta esperamos entre 3 y 90 detecciones significantes de fusiones de agujeros negros durante el próximo periodo de observación, y una posibilidad casi del 100% de detectar al menos una. A medida que detectemos más señales de ondas gravitacionales aprenderemos nuevos detalles sobre la población de binarias de agujeros negros en el universo. La detección de GW150914 es solo un paso adelante en esta nueva era de la astronomía y la astrofísica, y muchos descubrimientos más nos están esperando.

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FIGURAS DE LA PUBLICACIÓN

Combinaciones de masas de agujeros negros

Figura 1: esta imagen muestra qué combinaciones de masas de agujeros negros son consistentes con los datos en unidades de masas solares. Los lugares en los que la imagen es más oscura tienen más probabilidad de ser correctos. Medimos una probabilidad del 90% de que GW150914 tuviera masas dentro del contorno titulado "90%".

Máximo valor permitido para la masa del agujero negro

Figura 2: máximo valor permitido para la masa del agujero negro en función de la metalicidad. Las masas de GW150914 requieren metalicidades inferiores al valor solar (1 en la figura). Adaptado de Belczynski et al. 2010. ApJ, 714, 1217.

Combinaciones de los espines de los agujeros negros

Figura 3: esta imagen muestra qué combinaciones de los espines de los agujeros negros son consistentes con los datos, en unidades del máximo espín posible.

El rango de posibles números de detecciones

Figura 4: la banda granate muestra el rango de posibles números de detecciones de ondas gravitacionales que esperamos encontrar a medida que incrementamos el volumen de espacio-tiempo observado. Las bandas verticales muestran predicciones para el volumen de espacio-tiempo observado (comparado a los primeros 16 días de O1) por los siguientes periodos de observación O2 y O3.

Líneas de diferente color muestran la posibilidad en porcentaje de detectar

Figura 5: líneas de diferente color muestran la posibilidad en porcentaje de detectar más de 0, 5, 10, y 35 señales de fusión de agujeros negros a medida que incrementamos el volumen de espacio-tiempo observado. La línea vertical muestra el volumen de espacio-tiempo esperado (relativo a los primeros 16 días de O1) al final del primer periodo de observación. Las bandas verticales muestran predicciones para el volumen de espacio-tiempo observado al final de los siguientes periodos de observación O2 y O3.