El brillo de las ondas gravitacionales creadas al chocar dos estrellas de neutrones, las kilonovas y el origen del oro de la Tierra

Por Daniel Marín, el 16 octubre, 2017. Categoría(s): Astronomía • ESA • Estrellas • Física • NASA ✎ 58

¿Qué sucede cuándo dos estrellas de neutrones chocan? Desde que en 2016 se abrió esa nueva ventana al Universo que son las ondas gravitacionales los científicos estaban con la mosca detrás de la oreja. Los cuatro sucesos en los que se han detectado ondas gravitacionales hasta la fecha se originaron por la unión de dos agujeros negros. ¿Y por qué esto es extraño? Pues porque los modelos teóricos predecían que los choques entre pares de estrellas de neutrones debían ser muy frecuentes. ¿Dónde estaban las estrellas de neutrones?¿Acaso había algo en los procesos de formación estelar que no entendíamos correctamente? Afortunadamente la incógnita se resolvió el 17 de agosto de 2017 a las 12:41:04 UTC. Ese día los dos interferómetros estadounidenses de Advanced LIGO y el interferómetro europeo Advanced Virgo detectaron la señal GW170817, la quinta en la corta historia de las ondas gravitacionales. El análisis de la señal demuestra que los dos objetos que la crearon tenían una masa comprendida entre 1,17 y 1,60 veces la masa del Sol respectivamente. O sea, justo en el rango de las masas esperadas para un par de estrellas de neutrones (las estrellas de neutrones más masivas alcanzan las 2,1 masas solares).

Impresión artística de las ondas gravitacionales generadas por dos estrellas de neutrones (ESA).
Impresión artística de las ondas gravitacionales generadas por dos estrellas de neutrones (ESA).

El descubrimiento sería toda una novedad por sí mismo, pero había más. Apenas 1,7 segundos después de la detección de ondas gravitacionales por los interferómetros el observatorio espacial Fermi de la NASA pudo ver una explosión de rayos gamma (GRB) que sería catalogada como GRB 170817A y que concordaba con la región del cielo donde se produjo el choque de estrellas de neutrones de acuerdo con la escasa resolución de LIGO y Virgo. Aunque la asociación entre los dos sucesos no fue inmediata, pronto se siguió la pista de la posible relación y se descubrieron más contrapartidas en todo el espectro electromagnético. Literalmente, porque hablamos de observaciones usando decenas de telescopios situados en tierra y en el espacio a cargo de más de setenta equipos de investigadores de todo el mundo que han visto la explosión desde, como ya hemos mencionado, los rayos gamma, hasta las ondas de radio. Por fin se había hecho realidad el sueño de encontrar una contrapartida óptica a una señal de ondas gravitacionales.

as
La posición en el cielo de la explosión de rayos gamma asociada al choque de las dos estrellas de neutrones (LIGO y Virgo).
La contrapartida óptica vista por el telescopio espacial Hubble (NASA/ESA/STScI).
La contrapartida óptica vista por el telescopio espacial Hubble (NASA/ESA/STScI).
Detalle de la contrapartida óptica vista por el Hubble (NASA and ESA. Acknowledgment: A.J. Levan (U. Warwick), N.R. Tanvir (U. Leicester), and A. Fruchter and O. Fox  /STScI)).
Detalle de la contrapartida óptica vista por el Hubble (NASA/ESA/A.J. Levan (U. Warwick), N.R. Tanvir (U. Leicester), and A. Fruchter and O. Fox /STScI)).
La contrapartida en rayos X (NASA/CXC/Northwestern U./W. Fong & R. Margutti et al. & NASA/GSFC/E. Troja et al./NASA/STScI)
La contrapartida en rayos X vista por el telescopio espacial Chandra (NASA/CXC/Northwestern U./W. Fong & R. Margutti et al. & NASA/GSFC/E. Troja et al./NASA/STScI)

Según estas observaciones el fenómeno se originó en la galaxia elíptica NGC 4993, situada a una distancia de 130 millones de años luz en la constelación de Hidra. Una cifra enorme, aunque significativamente menor a la estimada para los otros sucesos de ondas gravitacionales causados por la unión de dos agujeros negros. Y es normal, porque este suceso, aunque liberó una energía brutal, no fue tan energético como la fusión de dos agujeros negros. Sea como sea, GW170817 es por el momento la señal de ondas gravitacionales más cercana descubierta y, de paso, también es el estallido de rayos gamma más cercano a nosotros de entre todos los que hemos sido capaces de medir su distancia.

En cierto modo este descubrimiento cierra el ciclo iniciado hace más de cuatro décadas con el análisis del sistema binario PSR B1913+16, también conocido como sistema de Hulse-Taylor. Formado por dos estrellas de neutrones, la comprobación de que las órbitas de estos dos astros seguía un patrón en espiral permitió demostrar de manera indirecta —y muy elegante— la existencia de ondas gravitacionales. Ahora no solo disponemos de la prueba directa, sino que además hemos visto su huella en todas las longitudes de onda.

as
Las ondas gravitacionales del suceso detectadas por los tres interferómetros terrestres. El momento del choque final no se pudo observar (LIGO y Virgo).

Esto ha sido posible gracias a que, a diferencia de la ‘oscura’ unión de dos agujeros negros, el choque de las dos estrellas creó una explosión brutal similar a una supernova. Las ondas gravitacionales detectadas por los interferómetros se produjeron durante los noventa últimos segundos de la vida de las dos estrellas mientras danzaban en espiral la una alrededor de la otra a una distancia cada vez más corta (estos noventa segundos también hacen de GW170817 la señal de ondas gravitacionales más larga jamás detectada). Lo curioso es que no estamos seguros de qué se formó después del choque de estas estrellas de neutrones. La señal de ondas gravitacionales del momento mismo de la unión no pudo ser detectada por LIGO y Virgo al quedar fuera del rango de frecuencias observables. Dependiendo de la masa y energía liberadas por la colisión el resultado pudo ser una estrella de neutrones muy masiva o un agujero negro ligero.

as
La contrapartida pudo verse en todas las longitudes de onda gracias a más de 70 telescopios terrestres y espaciales (LIGO y Virgo).

Este tipo de sucesos se diferencia sustancialmente de una supernova tradicional y recibe el nombre de kilonova, al ser menos luminosa que una supernova. La teoría más aceptada, y de la que ahora ya parece que tenemos una prueba, nos dice que las kilonovas causan explosiones de rayos gamma donde la mayor parte de la energía está focalizada en dos chorros. Teniendo en cuenta la distancia a la señal y la —baja— intensidad de la explosión de rayos gamma GRB 170817A los investigadores han concluido que los chorros no apuntaban a la Tierra (que obviamente lo más probable), aunque en ese caso no se entiende por qué hemos podido ver la señal en todo el rango del espectro (recordemos que las explosiones de rayos gamma emiten su energía de forma muy concentrada).

Podría ser que la luz se haya reflejado en una cubierta de material que envolvía el sistema, pero también cabe la posibilidad de que la explosión de rayos gamma no tenga nada que ver con la fusión de las dos estrellas y estemos ante una gran casualidad —¿broma?— cósmica. En cualquier caso se cree que la mayoría de los elementos más pesados que el hierro se ha originado en kilonovas como esta merced al ‘proceso r‘ de nucleosíntesis. O, dicho de forma más directa, más de la mitad del oro de la Tierra podría proceder de choques de estrellas de neutrones. De hecho, el suceso GW170817 bien pudo crear una cantidad de oro equivalente a unas cuantas masas terrestres. Y de paso, el suceso ha permitido estimar el valor de la constante de Hubble en 70 km/(s.Mpc), un valor que, al igual que otras observaciones astrofísicas, se desvía del calculado por el observatorio europeo Planck, de 67 km/(s.Mpc), usando el fondo cósmico de microondas.

GW170817 abre una nueva era en la astrofísica al combinar observaciones en el rango electromagnético con ondas gravitacionales, dos ventanas al Universo completamente independientes. El estudio de sucesos similares permitirá arrojar luz no solo sobre la relatividad general de Einstein, sino también sobre procesos de evolución estelar, nucleosíntesis y la ecuación de estado de la materia en el interior de las estrellas de neutrones. Sin duda hoy es un día histórico.

Referencias:

  • B. P. Abbott et al., GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral, Phys. Rev. Lett. 119, 161101, 20 octubre 2017, doi:10.1103/PhysRevLett.119.161101
  • LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration, Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger, The Astrophysical Journal Letters, 848:L12 (59pp), 20 octubre 2017.
  • http://www.spacetelescope.org/news/heic1717/
  • https://www.aao.gov.au/news-media/media-releases/the-first-detection-of-an-electromagnetic-counterpart-to-a-gravitational-wave-event
  • http://chandra.harvard.edu/photo/2017/2nstars/
  • https://www.nasa.gov/press-release/nasa-missions-catch-first-light-from-a-gravitational-wave-event


58 Comentarios

  1. ¿Alguien me puede aclarar cuál es el motivo de que las ondas gravitacionales debido a fusión de estrellas de neutrones durante tanto en comparación con las originadas por una fusión de agujeros negros?

  2. Hola Daniel, gracias por tu trabajo de divulgación. Respecto a las masas de los objetos que colisionaron. ¿1,17 masas solares no corresponde a la masa de una enana blanca? ¿O simplemente eso no cambiaría en nada el fenómeno? Saludos cordiales

    1. Sí. No me he leído todavía la avalancha de papers, pero hay dos posibilidades: una es el error en la estimación (estamos hablando de 130 millones de años luz) y el otro tiene que ver con mecanismos de evolución estelar que hacen que una estrella de neutrones pierda masa tras su formación o se forme por debajo del límite de Chandrasekhar clásico.

  3. Me gustaria leer sobre ese tema porque diria que la presion de degeneracion neutronica, que es la que soporta la masa de la estrella para que no colapse en agujero negro, con tan poca masa y tan poca densidad, deberia suponer una fuerza expansiva que reventara la estrella en mil pedazos.

    Una estrella de neutrones no deja de tener la densidad de un nucleo atomico (algo menos en su corteza y mas en su nucleo), y con masas inferiores al limite de Chandrasekhar, esas densidades simplemente no se alcanzan y la materia no puede estar tan compactada.

    1. Cuidado, el asunto es mucho más complejo. El límite de Chandrasekhar clásico es la masa máxima para una enana blanca, formada en un núcleo de materia degenerada rica en oxígeno y carbono. Pero una estrella de neutrones se ha formado en un ambiente distinto. De hecho, el límite de Chandrasekhar para un núcleo estelar de hierro (como el que da lugar a una supernova) es menor, de 1,2 masas solares aprox. Esta es justo la masa que YA se ha observado previamente en las estrellas de neutrones menos masivas (el récord de estrella de neutrones menos masiva cuya masa se ha medido es 1,7 masas solares, precisamente la misma cifra calculada en este evento de ondas gravitacionales).

      1. Ahora veo que hay un gazapo donde dice
        “… estrella de neutrones menos masiva cuya masa se ha medido es 1,7 masas solares,…”
        Debería decir
        “… estrella de neutrones menos masiva cuya masa se ha medido es 1,17 masas solares,…”
        Saludos

    2. Gracias Daniel por tan interesante respuesta, abundando en el tema:
      – Una cosa es la máxima masa posible de una enana blanca, que se demuestra que es el límite de Chandrasekhar de 1.44 masas solares (MS)
      – Y otra cosa es la mínima masa posible de una estrella de neutrones.
      Yo toda la vida había pensado que era lo mismo, pero no lo es: la masa de la estrella de neutrones (E.N.) depende de la composición y evolución inicial que la originó y puede ser menor de 1.44 MS
      De hecho, existen medidas de gran precisión de masas de binarias de estrellas de neutrones, como por ejemplo J.G Martinez et al, “Pulsar J0453+1559: A Double Neutron Star System with a Large Mass Asymmetry”, en la que una de las estrellas tiene una masa claramente menor de 1.44 MS, en este caso la menor de las dos E.N. tiene una masa de 1.174 +/- 0.004 MS
      Y resulta que la masa mínima real de una estrella de neutrones es desconocida:
      “The mínimum stable neutron star mass is about 0.1 MS, although a more realistic minimum stems from a neutron star’s origin in a supernova: lepton-rich proto-neutron stars are unbound if their masses are less than about 1 MS”, leído aquí: https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0405262.pdf
      Saludos.

  4. A ver si me aclaro entre la preview de ese articulo (42 euros el articulo completo, que cachondos…), y el otro que han enlazado, yo me quede en el magnifico Agujeros negros y tiempo curvo, de Kip S. Thorne, y no se planteaba este asunto, toca actualizar los libros de divulgacion sobre estos temas…

Deja un comentario

Por Daniel Marín, publicado el 16 octubre, 2017
Categoría(s): Astronomía • ESA • Estrellas • Física • NASA