¿Podemos escuchar la colisión de agujeros negros? Probando nuestros métodos de búsqueda mediante la utilización de señales de ondas gravitacionales generadas numéricamente.

Muchas de las estrellas del universo cercano no son muy diferentes de nuestro Sol: relativamente pequeñas y longevas, brillando durante millones de años. Algunas de ellas, sin embargo, son mucho más masivas y queman su "combustible" de hidrógeno a más velocidad. Con el paso del tiempo estas estrellas forman un núcleo denso de elementos más pesados como el carbón y el oxígeno debido a la fusión nuclear. Al agotar el hidrógeno necesario para alimentar el proceso de fusión, el núcleo de la estrella adquiere una densidad cada vez mayor y se necesita cada vez más y más presión para evitar que colapse por su propia gravedad. Finalmente la estrella queda destruida por una catastrófica explosión de reacciones nucleares — una supernova — y una parte de la masa estelar es expulsada al espacio interestelar circundante. Sin embargo, una fracción del núcleo de la estrella no puede escapar el implacable tirón de la gravedad, y la materia colapsa hacia el interior para formar un objeto inmensamente denso, una estrella de neutrones, o si la estrella que agoniza es lo suficientemente masiva, un agujero negro — una región donde la gravedad es tan fuerte que nada, ni siquiera la luz, puede escapar de ella. Los agujeros negros formados de esta manera podrían ser hasta decenas de veces más masivos que el Sol. Las estrellas de neutrones y los agujeros negros son mucho, mucho más compactos que las estrellas normales: contienen una masa comparable en un radio 100.000 veces más pequeño. Por ello, a los agujeros negros y a las estrellas de neutrones se les llama "objetos compactos".

Una fracción importante de las estrellas que vemos en nuestra galaxia no están solas, lo que vemos como un punto de luz es, en muchos casos, dos estrellas orbitando muy cerca una alrededor de la otra. Estos sistemas se conocen como estrellas binarias estrellas binarias. Si las dos estrellas de un binario formaran agujeros negros se produciría un sistema binario de agujeros negros. Estos dos agujeros finalmente colisionarían entre ellos debido a la emisión de radiación gravitatoria. Observar directamente la colisión de dos objetos compactos por primera vez es el objetivo principal de los observatorios de ondas gravitacionales, incluidos Advanced LIGO y Advanced Virgo. La existencia de agujeros negros se ha inferido a partir de observaciones de las binarias de rayos X y de pruebas que predicen la existencia de agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias, incluida la nuestra. La observación de ondas gravitacionales nos proporcionará pruebas adicionales de la existencia de los agujeros negros, especialmente aquellos en sistemas binarios. Como estos objetos no emiten luz, ni ninguna radiación electromagnética, la única forma de “ver” los agujeros negros es mediante la radiación gravitacional que emiten. Las observaciones de agujeros negros permitirán a los científicos explorar y entender mejor la naturaleza compleja de los agujeros negros: ¿Cuál es la distribución de masa de los agujeros negros en el Universo? ¿Cuál es la distribución de espín (momento rotacional) de los agujeros negros? Contestar a estas preguntas nos permitirá tener un mejor entendimiento de los mecanismos por los que se forman los agujeros negros. Los científicos podrían incluso empezar a explorar si la teoría de la relatividad general de Einstein predice correctamente la gravedad en el entorno extremo de un colapso de agujeros negros.

Se espera que Advanced LIGO y Advanced Virgo comiencen a observar el cielo de ondas gravitacionales a partir de 2015. Detectarán la radiación gravitatoria emitida en las tres fases de la fusión de un sistema binario de agujeros negros; inspiral, mergimiento y ringdown o relajamiento. La fase inspiral se refiere a los segundos finales antes de que los objetos colapsen, la fase de mergimiento se refiere a la colisión en sí de los dos agujeros negros. La fase ringdown es durante la que el agujero negro final se recupera del titánico evento por el cual se ha formado. Es importante que podamos entender con precisión cómo un sistema binario de agujeros negros evoluciona por estas tres fases si queremos optimizar nuestra capacidad de observación. Entender la evolución a través de las tres fases requiere simulaciones por ordenador a gran escala. Éstas simulan precisamente la colisión de dos agujeros negros para predecir su dinámica con exactitud y por lo tanto entender las ondas gravitacionales que se emitirán durante este proceso. Estos métodos proporcionan los modelos de onda necesarios, pero sólo son precisos para los valores de espín y masa relativa de los dos agujeros negros que se utilizaron para la simulación numérica. Por lo tanto, necesitamos muchas simulaciones de diversas configuraciones de agujeros negros para entender completamente los sistemas que queremos observar.

El siguiente vídeo está dividido en dos partes, cada una de ellas muestra una simulación numérica de la colisión de agujeros negros diferente, con leyendas breves que describen lo que se está mostrando. Parte 1: El binario de agujeros negros orbita, pierde energía por radiación gravitatoria, y finalmente colisiona, formando un único agujero negro; se muestra la onda gravitacional, la curvatura espacio-tiempo y las trayectorias orbitales. Parte 2: Horizonte de eventos y horizontes aparentes para la colisión directa de dos agujeros negros. Visualización cortesía de la Colaboración SXS entre CalTech, CITA, Cornell, Fullerton y WSU (www.black-holes.org).
Hacer clic en la foto para ver el vídeo.

El proyecto Análisis de Inyecciones Numéricas (NINJA, por sus siglas en inglés) es una colaboración entre científicos que trabajan en el modelado numérico de colisiones de agujeros negros y científicos que trabajan en la observación de agujeros negros en los observatorios de ondas gravitacionales. La comunidad que se dedica al modelado adquiere experiencia en cómo sus simulaciones se utilizan en la astronomía de ondas gravitacionales y obtienen información sobre qué simulaciones de colisión de agujeros negros realizar en el futuro. Los astrónomos de agujeros negros obtienen una serie de modelos de ondas precisos que pueden utilizarse para aumentar la sensibilidad en las búsquedas de fusiones de binarios de agujeros negros. El proyecto NINJA lleva activo desde 2007 y ya ha producido un número importante de publicaciones que incluyen resultados de una fase temprana del proyecto y pruebas realizadas con las ondas usadas en este trabajo. El proyecto ha sido extremadamente valioso al permitir que dos comunidades científicas trabajen juntas para mejorar las perspectivas de observar los mergimientos de binarios de agujeros negros con observatorios de ondas gravitacionales.

Aquí informamos de una nueva publicación del segundo proyecto NINJA (NINJA-2). Este trabajo es la culminación del segundo proyecto NINJA y en él investigamos la capacidad de observar la fusión de binarios de agujeros negros en 2015-2016. Para este análisis creamos siete señales simuladas, que se añadieron a los datos construidos a partir de datos reales de los detectores Initial LIGO y Virgo tomados en 2009-2010, pero modificados para tener una sensibilidad equivalente a la esperada en las primeras pruebas de los detectores avanzados. Las ondas se crearon uniendo la señal de la fase inspiral, calculada con ecuaciones conocidas, y la señal del mergimiento, calculada con códigos numéricos. Las señales se inyectaron en tiempos aleatorios desconocidos para los que analizaban las señales. Las búsquedas se realizaron utilizando los mismos métodos que se usan para buscar las señales de binarios de agujeros negros reales. Se determinó con casi total seguridad que seis de las siete señales eran ondas gravitacionales, la señal restante estaba demasiado lejos para ser recuperada. También realizamos las primeras investigaciones para determinar la confianza con la que podríamos estimar las masas y espines de los agujeros negros. Nuestras pruebas demuestran que, dada la sensibilidad prevista para esta red, Advanced LIGO y Advanced Virgo serán capaces de detectar el mergimiento dos agujeros negros a una distancia de observación unas 1000 veces mayor que la distancia a la galaxia Andrómeda si los agujeros negros son 10 veces más masivos que nuestro Sol. También examinamos si Advanced LIGO y Advanced Virgo podrían determinar, a partir de la señal de onda gravitacional, las propiedades de los objetos que las emiten: principalmente las masas de los agujeros negros. Sin duda esto es posible, aunque no con absoluta precisión o certeza (ver ejemplo en la segunda figura del panel de la derecha).

Glosario

  • Supernova: Una explosión estelar energética extremadamente brillante que provoca la expulsión de material estelar al espacio interestelar colindante y puede además desembocar en la formación de un agujero negro.
  • Modelo de onda gravitacional: Una curva que describe cómo la perturbación causada por una onda gravitacional varía con el tiempo.
  • Inspiral: El movimiento orbital de los objetos de un sistema binario tal como un binario de agujeros negros. Al tiempo que el binario pierde energía por emisión de ondas gravitacionales, los dos agujeros negros se mueven cada vez más rápido y se aproximan hasta que finalmente fusionan.
  • Ringdown: La última parte de la onda emitida tras la fusión o mergimiento de los dos agujeros negros, formada por unas pocas oscilaciones que se extinguen rápidamente.
  • Relatividad general: Teoría de fuerzas gravitatorias aceptada actualmente, descrita por primera vez por Albert Einstein en 1916; en esta teoría, la fuerza de la gravedad es el resultado la curvatura del espacio-tiempo causada por concentraciones de masa o energía.
  • Relatividad numérica: Campo dedicado al modelado de la colisión de agujeros negros mediante la utilización de simulaciones por ordenador a gran escala.
  • Sensibilidad: La capacidad de un detector para detectar una señal. Lo detectores con una señal de ruido menor pueden detectar señales más débiles, y tienen, por lo tanto, una sensibilidad más alta (o mayor).

Para leer más:

Figuras de la publicación

Para más información acerca de cómo se generaron estas imágenes y su significado, ver la pre-impresión en arXiv.org o la página del documento de LIGO con el artículo y los datos usados para hacer los gráficos.

La distribución del ratio de masas y espín

Hacer clic para agrandar. Este gráfico muestra la distribución del ratio de masas y espín de las ondas enviadas por los grupos de relatividad numérica para el proyecto NINJA-2. Los tres ejes muestran el ratio de masas entre los dos agujeros negros "q", y el espín de cada agujero negro"χ1" y "χ2". Cada punto de color representa una onda enviada por un grupo numérico del proyecto NINJA-2, colores diferentes corresponden a grupos diferentes. Como puede verse, la mayoría de las ondas que se enviaron tenían espín cero o bien eran sistemas donde los dos agujeros negros tenían igual masa y espín.

Cómo Advanced LIGO y Advanced Virgo podrían acotar 
  las masas de siete binarios de agujeros negros simulados

Hacer clic para agrandar. Este gráfico muestra cómo Advanced LIGO y Advanced Virgo podrían acotar las masas de siete binarios de agujeros negros simulados. Cada curva de color denota una región de confidencia del 95% en la señal. Esto significa que si observamos 100 señales con el mismo aspecto que el ejemplo, 95 de ellas tendrían masas reales dentro de la región limitada por la curva. No podemos medir las masas con precisión porque el ruido en los observatorios pueden distorsionar las medidas, así que solo podemos restringir las masas a una región dada. Las regiones roja y azul corresponden a estimaciones donde hemos asumido que los agujeros negros no tienen espín. Para esta configuración, en algunos casos se obtienen estimaciones de masa muy pobres, ya que sólo los eventos 1 y 5 tenían agujeros negros sin componente de espín. La región verde corresponde a una estimación donde no asumimos espín cero para los agujeros negros, y por lo tanto se obtienen regiones de confidencia más precisas, pero más grandes. La región gris claro corresponde a lo que llamamos "hueco de masa", donde los científicos aún no han observado agujeros negros ni estrellas de neutrones con estas masas. La región gris oscuro indica el intervalo donde el agujero negro más ligero puede confundirse con una estrella de neutrones.

La media ponderada por volumen de la distancia sensible de 
  detección

Hacer clic para agrandar. Este gráfico muestra la media ponderada por volumen de la distancia sensible de detección de un binario de agujeros negros de igual masa y sin precesión como función de la masa total para Advanced LIGO y Advanced Virgo en 2015-2016. Las diferentes líneas de color indican la distancia sensible de detección para varias simulaciones numéricas de un binario de agujeros negros de igual masa y sin precesión.