Aprovechando el detector GEO600 para buscar ondas gravitacionales producidas por brotes de rayos gamma

Una de las preguntas abiertas más importantes en astrofísica es el origen de los brotes de rayos gamma (BRG, GRB por sus siglas en inglés). Los BRG son destellos compuestos de fotones altamente energéticos con una duración de unos pocos segundos, avistados aproximadamente a razón de uno al día. Son los eventos electromagnéticos más brillantes observados en el Universo. Típicamente, los BRG se clasifican en dos categorías, cortos o largos, según su tiempo de duración y su espectro energético. Los cortos duran un periodo de tiempo menor a dos segundos y poseen un espectro de rayos gamma más fuerte (más energético), mientras que los largos duran más de dos segundos y poseen un espectro de rayos gamma más débil (menos energético). No ha podido explicarse aún la génesis de los BRG cortos, pero la hipótesis más probable es que se deban a la colisión de una estrella de neutrones con otra estrella de neutrones o un agujero negro. Se cree, en cambio, que los BRG largos se originan en el colapso de estrellas masivas rotando a altas velocidades, las cuales dan lugar a una supernova; estas últimas forman la mayor parte de la población de BRG.

Las ondas gravitacionales (OG) son "ondulaciones" del espacio tiempo producidas por masas en aceleración, predichas por la Teoría de la Relatividad General de Albert Einstein, que ofrecen un nuevo modo de explorar fenómenos astrofísicos, como por ejemplo los BRG. La colaboración científica LIGO y Virgo han publicado diversos artículos dando constancia de los resultados obtenidos de la búsqueda de OG asociadas a BRG. En el presente artículo, se usan datos obtenidos del detector GEO600 de Hannover, Alemania, así como datos de los detectores LIGO y Virgo. Gracias al largo ciclo de trabajo del detector GEO600, fue posible examinar un conjunto de 129 BRG cuyas señales asociadas de OG no habían sido estudiadas todavía. El análisis se llevó a cabo sin ningún modelo de señal, usando datos de dos detectores (GEO600 junto con LIGO o Virgo) a fin de testar la consistencia de la señal y rechazar ruidos de fondo. Mientras que la mayoría de BRG ocurren a distancias demasiado largas para ser "oídos" por nuestros observatorios, sólo el 10% de los BRG en nuestra muestra tienen distancias correctamente medidas.

La población estudiada de 129 BRG se desarrolló entre 2005 y 2011. Nuestro conocimiento acerca de eventos de BRG proviene de experimentos en satélites - principalmente, del Gamma-ray Burst Monitor (GBM) a bordo del Telescopio Fermi, o del Burst Alert Telescope (BAT), a bordo del satélite Swift. El GBM del telescopio Fermi detecta BRG con una incertidumbre del orden de cientos de grados cuadrados en la región del espacio estudiada. En las búsquedas de OG, tal incertidumbre puede implicar largos tiempos de computación, ya que típicamente la búsqueda se repite sobre pequeñas regiones cubriendo el área de incertidumbre. Una de las novedades de esta búsqueda es el uso de una malla de búsqueda lineal, la cual reduce significativamente el tiempo de computación para analizar eventos de BRG localizados por el GBM del telescopio Fermi. Además, mostramos que en caso de detectarse una OG de alta frecuencia, el análisis de OG podría reducir sustancialmente la región de incertidumbre del telescopio Fermi. Esta reducción ayudaría a los astrónomos ópticos en la búsqueda de la postluminiscencia de luz visible de los BRG.

GEO600 es el primer detector de OG operando consistentemente mediante vacío cuántico comprimido para reducir el límite de detección debido al "ruido de disparo" (incertidumbre estadística en el recuento de fotones llevada a cabo por los fotodetectores) a unos cientos de hercios, técnica llamada compresión. Actualmente, el uso de esta técnica en el detector GEO600 permite mejorar la sensibilidad limitada por el ruido de disparo en un 30%.

No hallamos ninguna evidencia de OG asociadas a alguno de los BRG de nuestra población; consecuentemente, ninguno de los BRG estudiados estaba lo suficientemente cerca como para "escuchar" una señal de OG asociada.

Los detectores Advanced LIGO y Advanced Virgo están siendo actualmente instalados y comisionados, con expectativas de llevar a cabo el primer periodo de observación durante el próximo año, con un aumento del rango sensible en un factor 10 o más. Búsquedas futuras podrán ver más allá de lo que hemos visto nunca, y quizás traigan consigo una detección directa de OG asociadas a BRG.

Glosario:

Rayos gamma: Radiación electromagnética en la banda más energética del espectro electromagnético.
Estrella de neutrones: Objeto extremadamente denso, remanente tras el colapso de una estrella masiva.
Agujero negro: Región del espacio-tiempo provocada por una masa extremadamente compacta donde la gravedad es tan intensa que ni la luz puede escapar.
X-Pipeline: Algoritmo autónomo de análisis coherente de datos para ondas gravitacionales explosivas.

Lee más:

Preimpresión libre del documento en arXiv.org describiendo el análisis y los resultados: http://arxiv.org/abs/1405.1053
Repositorio con los datos usados en la publicación.
Introducción a las ondas gravitacionales explosivas.

Figuras de la Publicación

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

Distancias de exclusión para OG explosivas genéricas a 500Hz y 1kHz provenientes de los 129 BRG. Se asume (de manera optimista) una emisión energética en forma de OG del 1% de la masa en reposo de una estrella con la misma masa que nuestro sol.

Reconstrucción de la región del cielo usando la malla de búsqueda lineal. El análisis X-Pipeline localizará la OG detectada en el punto de la malla lineal más cercano al punto real de inyección de señal, incluyendo errores debido a fluctuaciones de ruido. La distancia de contención depende de la frecuencia y la duración de la señal de OG, y puede ser medida empíricamente para cada BRG como parte del análisis de OG; no se necesita tiempo de proceso extra. En este ejemplo, la distancia de contención 2σ es de aproximadamente 2.5°. Las coordenadas de la región sombreada pueden derivarse a astrónomos electromagnéticos a fin de seguir el evento mediante telescopios de campo profundo.