Astronomía

¿Cómo sabemos que Némesis no es un agujero negro (o una estrella de neutrones)?

¿Cómo sabemos que Némesis no es un agujero negro (o una estrella de neutrones)?

Se supone que Némesis, la hipotética "estrella de la muerte", es un cuerpo masivo que orbita alrededor del Sol a largas distancias y envía cometas periódicamente desde la Nube de Oort al interior del sistema solar. Estos cometas impactan la Tierra y provocan eventos de extinción. No se ha encontrado, y el caso teórico para ello no es convincente de todos modos.

Mi pregunta aquí es sobre esta curiosa línea de la página de Richard Muller en LBL.

Afortunadamente, se están realizando varios estudios de todo el cielo que deberían encontrar a Némesis en los próximos años, si está allí, y descartar a Némesis si no lo hacen. (Némesis podría esconderse si fuera un agujero negro, pero eso no es muy plausible). Estas encuestas incluyen Pan-Starrs y LSST.

¿Cómo sabemos que no es plausible que Némesis sea un agujero negro? De hecho, ¿cómo sabemos que no es una estrella de neutrones?


Si el Sol hubiera nacido en un sistema binario relativamente amplio con una estrella que se convertiría en un agujero negro o una estrella de neutrones a través de una supernova, entonces (a) es bastante probable que tal sistema sea interrumpido por esa supernova y nosotros lo haríamos. no estar en un sistema binario ahora; (b) debe haber evidencia de la supernova en forma de abundancia muy alta de las hijas de ciertos radionucleidos de vida corta incorporados en el material del sistema solar. Hay algunos evidencia de lo último, pero no creo que sea suficiente para que el Sol haya estado en un sistema binario con una estrella de este tipo (aunque podría estar comprobando esto).

Un argumento alternativo es que el Sol es capturado en órbita por el remanente estelar en una fecha posterior. Esto evita los problemas de las supernovas, pero el proceso de captura es inherentemente improbable en nuestra galaxia una vez que las estrellas han abandonado sus entornos de nacimiento, especialmente la captura que está ajustada con bastante precisión para ceder. sólo menor que cero para la energía potencial del sistema resultante de un binario muy amplio. En cualquier caso, la captura por una estrella "normal" sería mucho más probable que la captura por un objeto compacto relativamente raro.


Creo que podemos derribar esto directamente. El semieje mayor previsto es de 1,5 años luz. En el momento en que se escribió, era plausible que tal objeto pudiera permanecer oculto. Ya no es plausible que un agujero negro con la masa mínima requerida para formarse haya escapado de décadas de búsqueda automatizada de asteroides. Está demasiado cerca, tiene demasiado paralaje, debería tener demasiada velocidad transversal y ya se habría mostrado como lente gravitacional en las búsquedas de asteroides. Buscan objetos que no sean los mismos de un cuadro a otro. Esto dispararía los detectores.

El procesamiento de primer paso para la búsqueda de asteroides es simplemente tomar dos placas de la misma parte del cielo y diferenciarlas por algo que sea poco más que XOR. Ahora tiene puntos brillantes donde algo se movió. Estos se comparan con una tabla conocida de objetos en primer plano, y un humano mira cualquier cosa que no coincida. Aparecerá una lente gravitacional inesperada porque no se canceló entre los fotogramas porque la magnitud de la luz era demasiado diferente. Si no está en el punto muerto (y será la mayor parte del tiempo), también se habrá movido.

La mecánica orbital involucrada en la captura alteraría enormemente la órbita galáctica del Sol en el plano de la captura. Observamos que la vida apareció en la superficie de la Tierra casi tan pronto como estuvo lo suficientemente fría y no fue frita por la radiación galáctica. Esto, a su vez, requiere que el sol tenga la oscilación del eje Z alrededor de la galaxia que tiene o más pequeña; lo que obliga a Némesis a estar en el plano galáctico o cerca de él.

Pero tengo un agujero que no puedo cerrar. Si ignoramos los postulados normales de Némesis lo suficiente, podemos terminar siendo el compañero del Sol durante todo el tiempo. El proceso de captura típico debería ser disruptivo para la formación planetaria alrededor del Sol embrionario, pero la órbita postulada está lo suficientemente lejos para evitar este problema. Esto requiere un método de captura exótico, pero lo más probable es que terminemos con uno de todos modos.


¿LIGO está a punto de destruir la teoría de una 'brecha de masa' entre las estrellas de neutrones y los agujeros negros?

Esta simulación muestra la radiación emitida por un sistema binario de agujeros negros. En principio, deberíamos. [+] tienen binarias de estrellas de neutrones, binarias de agujeros negros y sistemas de estrellas de neutrones y agujeros negros, que cubren todo el rango de masa permisible. En la práctica, vemos una "brecha" en tales binarios entre aproximadamente 2,5 y 5 masas solares. Es un gran rompecabezas para la astronomía moderna encontrar esta población de objetos perdidos.

Centro de vuelo espacial Goddard de la NASA

Siempre que nace una estrella en el Universo, su destino final está casi completamente determinado desde el momento en que la fusión nuclear se enciende en su núcleo. Dependiendo solo de unos pocos factores, la masa, la presencia de elementos más pesados ​​que el helio y si es parte de un sistema de estrellas múltiples, podemos calcular con una precisión dramática cuál será el destino final de una estrella nacida con propiedades específicas.

Para la mayoría de las estrellas, incluidas todas las estrellas similares a nuestro Sol, el destino final será una enana blanca: una colección extremadamente densa de átomos más masiva que docenas (o incluso cientos) de Júpiter, pero solo del tamaño del planeta Tierra. Sin embargo, para las estrellas más masivas, aguarda un destino más catastrófico: una supernova, que podría dar lugar a una estrella de neutrones o un remanente de agujero negro. Puede que haya o no una brecha de masa entre las estrellas de neutrones más pesadas y los agujeros negros más ligeros formados por una supernova, y la humanidad nunca ha estado en una mejor posición para averiguarlo.

El (moderno) sistema de clasificación espectral Morgan-Keenan, con el rango de temperatura de cada estrella. [+] clase que se muestra arriba, en kelvin. Nuestro Sol es una estrella de clase G, que produce luz con una temperatura efectiva de alrededor de 5800 K y un brillo de 1 luminosidad solar. Las estrellas pueden tener una masa tan baja como el 8% de la masa de nuestro Sol, donde arderán con

0.01% del brillo de nuestro Sol y viven más de 1000 veces más, pero también pueden elevarse a cientos de veces la masa de nuestro Sol, con millones de veces la luminosidad de nuestro Sol y vidas de solo unos pocos millones de años.

Usuario de Wikimedia Commons LucasVB, adiciones de E. Siegel

Cuanto más masiva es una estrella, más material tiene que es potencialmente utilizable como combustible para la fusión nuclear. Es posible que se sienta inclinado a pensar que con más combustible para quemar, las estrellas más masivas vivirían más tiempo, pero todo lo contrario resulta ser cierto.

La forma en que se forman estrellas es mediante el colapso de una nube molecular de gas. Cuando tienes cantidades más masivas de materia que entran en la formación de tu estrella, el colapso de esa nube atrapa mayores cantidades de calor en el interior, lo que lleva a mayores temperaturas centrales en un mayor volumen de espacio dentro de esa estrella. Aunque alcanzar una temperatura de 4.000.000 K (más o menos) dentro del interior de una estrella es suficiente para encender la fusión nuclear, temperaturas más altas conducen a tasas de fusión significativamente más rápidas, lo que equivale a estrellas más luminosas pero de vida más corta.

Uno de los muchos cúmulos en esta región está destacado por estrellas azules brillantes, masivas y de corta duración. . [+] En sólo unos 10 millones de años, la mayoría de las más masivas explotarán en una supernova de Tipo II, una supernova de inestabilidad de pares, o sufrirán un colapso directo. Aún no hemos descubierto el destino exacto de todas esas estrellas, ya que no sabemos si existen diferencias fundamentales entre los cataclismos que producen estrellas de neutrones y los que conducen a agujeros negros.

En el extremo del espectro de gran masa extrema, las estrellas pueden alcanzar temperaturas de muchas decenas o incluso cientos de millones de Kelvin. Cuando la abundancia de hidrógeno en el núcleo interno cae por debajo de un umbral crítico, la velocidad de fusión en el núcleo comienza a disminuir, lo que significa que la presión hacia afuera generada en el núcleo de la estrella también comienza a disminuir. Dado que esa fue la fuerza principal que contrarresta toda la gravitación que trabaja para colapsar la estrella, quedarse sin combustible implica que el núcleo de la estrella comenzará a contraerse.

Siempre que tenga una gran cantidad de materia que se contraiga rápidamente (es decir, adiabáticamente), la temperatura de ese sistema aumentará. Para las estrellas lo suficientemente masivas, la contracción del núcleo lo calentará lo suficiente como para que pueda comenzar a fusionar elementos adicionales. Más allá de la fusión del hidrógeno, el helio se puede fusionar en carbono. Para las estrellas más masivas que aproximadamente 8 veces la masa de nuestro Sol, irán más allá y fusionarán carbono, oxígeno, neón, silicio, etc., hasta que el núcleo interno conste de elementos como hierro, níquel y cobalto: núcleos que pueden fusionarse. No más.

Ilustración de los artistas (izquierda) del interior de una estrella masiva en las etapas finales, pre-supernova, de. [+] quema de silicio. (La quema de silicio es donde el hierro, el níquel y el cobalto se forman en el núcleo). Una imagen de Chandra (derecha) de Cassiopeia Un remanente de supernova hoy muestra elementos como Hierro (en azul), azufre (verde) y magnesio (rojo). . No sabemos si todas las supernovas de colapso del núcleo siguen el mismo camino o no.

Radiografía de NASA / CXC / M.Weiss: NASA / CXC / GSFC / U.Hwang & amp J.Laming

Una vez que comience a crear hierro, níquel y cobalto en el núcleo de su estrella, no queda ningún lugar adonde ir. Fusionar estos núcleos en elementos aún más pesados ​​requiere más energía de la que produce el proceso de fusión, lo que significa que es más favorable energéticamente que el núcleo colapse que que se produzcan nuevas reacciones de fusión. Cuando el núcleo colapsa, se produce una reacción de fusión descontrolada, que destruye las capas externas de la estrella en una explosión de supernova, mientras que el núcleo colapsa e implosiona.

Los núcleos de estrellas que se encuentran en el extremo de menor masa del espectro de supernova producirán estrellas de neutrones en sus centros: remanentes estelares que son como un núcleo atómico gigante de unas pocas docenas de kilómetros de diámetro, pero que contienen hasta aproximadamente

2,5 masas solares de material. En el extremo de gran masa, sin embargo, se producen agujeros negros, de aproximadamente 8 masas solares o más.

Tipos de supernovas en función de la masa inicial y el contenido inicial de elementos más pesados ​​que el helio. [+] (metalicidad). Tenga en cuenta que las primeras estrellas ocupan la fila inferior del gráfico, al estar libres de metales, y que las áreas negras corresponden a agujeros negros de colapso directo. Para las estrellas modernas, no estamos seguros de si las supernovas que crean estrellas de neutrones son fundamentalmente iguales o diferentes a las que crean agujeros negros, y si existe una 'brecha de masa' presente entre ellas en la naturaleza.

Fulvio314 / Wikimedia Commons

Aunque tenemos una variedad de métodos para inferir las masas de las estrellas de neutrones y los agujeros negros, la forma más sencilla es encontrar uno de estos remanentes estelares en una órbita binaria con otro objeto masivo detectable. Las estrellas de neutrones pulsan, por ejemplo, y observar el comportamiento de una estrella de neutrones pulsante que orbita a otra estrella de neutrones le permite determinar la masa de ambas.

Las estrellas de neutrones que fallan cuando giran, estallan u orbitan en sistemas con otras estrellas, también pueden inferir sus masas. La masa es la masa y la gravedad es la gravedad, y esas reglas no cambian, sin importar de qué esté hecha tu masa. Para los agujeros negros, por otro lado, solo pudimos inferir las masas de los más pequeños cuando forman parte de sistemas binarios de rayos X. Durante casi una década, ha surgido un enigma que ha llevado a la idea de una "brecha de masa" entre las estrellas de neutrones y los agujeros negros.

Al observar fuentes binarias, como agujeros negros y estrellas de neutrones, se han revelado dos poblaciones de. [+] objetos: los de poca masa por debajo de aproximadamente 2,5 masas solares y los de gran masa de 5 masas solares o más. Si bien LIGO y Virgo han detectado agujeros negros más masivos que eso y un caso de fusiones de estrellas de neutrones cuyo producto posterior a la fusión cae en la región de la brecha, todavía no estamos seguros de qué persiste allí de otra manera.

Frank Elavsky, Northwestern University y colaboraciones de LIGO-Virgo

A partir de 2010, los científicos que estudiaron estos sistemas binarios que contenían estrellas de neutrones o agujeros negros notaron algo peculiar: mientras que se observaron agujeros negros tan bajos como aproximadamente 7 u 8 masas solares, y se vieron estrellas de neutrones tan masivas como aproximadamente 2 masas solares, no se descubrió nada en el medio. En otras palabras, entre las estrellas de neutrones de baja masa y los agujeros negros de mayor masa, parecía haber un rango de masas, quizás entre 2-2,5 y 5-8 masas solares, donde ni los agujeros negros ni las estrellas de neutrones parecían vivir.

Claro, siempre existe la posibilidad de que hayamos hecho una suposición incorrecta sobre la física y la astrofísica involucradas, pero incluso aquellos estudios que lo consideran todavía no pueden explicar por qué hay una caída tan pronunciada en la cantidad de fuentes que se ven debajo de aproximadamente 5 masas solares. .

Cuando dos masas compactas se fusionan, como las estrellas de neutrones o los agujeros negros, producen gravitación. [+] olas. La amplitud de las señales de onda es proporcional a las masas de los agujeros negros. Solo hemos detectado agujeros negros de hasta aproximadamente 7 u 8 masas solares con este método, pero aún pueden existir agujeros negros tan pequeños como alrededor de 3 masas solares. LIGO simplemente no es lo suficientemente sensible, todavía, a esas masas bajas, pero está en camino.

NASA / Ames Research Center / C. Henze

Es posible que haya una buena razón astrofísica para ello. No todas las estrellas que son lo suficientemente masivas para convertirse en supernovas lo harán, ya que hay otros destinos posibles aguardando a tales estrellas. Incluyen:

  • extracción de gas de los compañeros en órbita, dejando un núcleo degenerado,
  • supernovas de inestabilidad de pares, donde las energías internas aumentan lo suficiente como para que los pares de electrones y positrones se produzcan espontáneamente, lo que resulta en la destrucción de toda la estrella masiva,
  • fusiones con un compañero, creando objetos de masa intermedia que son relativamente raros, o
  • colapso directo, ya que las estrellas lo suficientemente masivas podrían experimentar un cataclismo en el que toda la estrella colapsa en un agujero negro, un fenómeno de este tipo se observó por primera vez directamente hace solo unos años.

Puede darse el caso de que las explosiones de supernovas que crean estrellas de neutrones sean fundamentalmente diferentes de las que crean agujeros negros. Si es así, es posible que solo haya una pequeña cantidad de objetos de mayor masa que las estrellas de neutrones comunes, pero de menor masa que los agujeros negros comunes. Es posible que los únicos objetos con "brecha de masa" resulten enteramente de la fusión de dos estrellas de neutrones.

Las fotos visibles / infrarrojas cercanas del Hubble muestran una estrella masiva, aproximadamente 25 veces la masa del Sol, eso. [+] ha desaparecido de la existencia, sin supernova u otra explicación. El colapso directo es la única explicación candidata razonable, y es una forma conocida, además de las supernovas o fusiones de estrellas de neutrones, de formar un agujero negro por primera vez.

Entonces, ¿es real la brecha de masa? ¿O hay muchas estrellas de neutrones y / o agujeros negros en este rango de masa que parece estar tan escasamente poblada hoy?

Una posibilidad que revelaría la respuesta es examinar la presencia de masas que flotan libremente en la galaxia de una manera independiente de la fuente. Eso se puede lograr aplicando la ciencia de la microlente gravitacional: donde una masa pasa entre nuestra línea de visión y una fuente de luz distante, causando un brillo y atenuación transitorios de la fuente de fondo de una manera que depende solo de la masa. de la masa intermedia.

Los estudios de microlentes más recientes aprovechan los datos de la misión Gaia de la ESA y no encuentran evidencia alguna de esta supuesta brecha masiva. En cambio, han descubierto una serie de candidatos de microlentes interesantes con exactamente las masas que necesitaría para llenar este llamado vacío.

Cuando un objeto masivo pasa entre nuestra línea de visión y una fuente luminosa distante, hay un. [+] brillo y atenuación que se producirán basándose únicamente en la geometría y la masa del objeto intermedio (lente). A través de este mecanismo, pudimos estimar la población de masas en nuestra galaxia y no encontramos evidencia de una brecha de masa, sino más bien ver una serie de candidatos interesantes en ese rango de masa. No conocemos la naturaleza ni el origen de estos objetos, solo sus masas.

Instituto de Ciencias de Exoplanetas de la NASA / JPL-Caltech / IPAC

Pero los estudios que hemos mencionado hasta ahora, estudios indirectos como estos, no son concluyentes. Lo que querría es una forma de medir / inferir directamente las masas de los objetos independientemente de su naturaleza, y al mismo tiempo poder determinar si son estrellas de neutrones, agujeros negros o algo más exótico. A principios de la década, esto era un mero sueño, un objetivo que estaba mucho más allá de nuestras capacidades técnicas.

Pero con los éxitos recientes y las actualizaciones a los detectores de ondas gravitacionales como LIGO y Virgo, hoy estamos en una posición increíble: una en la que los próximos meses y años deberían revelar si la brecha de masa aún persiste si miramos el Universo solo en ondas gravitacionales. . Si hay una distribución uniforme e ininterrumpida de las masas de remanentes estelares en el Universo, esperamos que comencemos a encontrar estos objetos que llenen la brecha de masa de manera inminente, ya que el rango de sensibilidad de LIGO finalmente comienza a incluir estos objetos de baja masa.

Los 11 eventos detectados de forma robusta por LIGO y Virgo durante sus dos primeras ejecuciones de datos, abarcan desde. [+] 2015 a 2017. Tenga en cuenta que cuanto mayores sean las amplitudes de la señal (que corresponden a masas más altas), menor será la duración de la señal (debido al rango de sensibilidad de frecuencia de LIGO). La señal de mayor duración, para las fusiones binarias de estrellas de neutrones, es también la señal de menor amplitud. A medida que LIGO mejora tanto su alcance como su sensibilidad (y reduce su piso de ruido), esperamos que esta supuesta brecha de masa se 'apriete' tanto desde la parte superior como desde la inferior.

Sudarshan Ghonge y Karan Jani (Ga. Tech) Colaboración LIGO

Detectar objetos masivos como estrellas de neutrones y agujeros negros con ondas gravitacionales es un logro monumental, pero está limitado por la sensibilidad de su detector. Sin embargo, cuando existen en sistemas binarios y en espiral entre sí, emiten radiación gravitacional: una señal que un detector lo suficientemente sensible puede descubrir. Para un detector de ondas gravitacionales como LIGO, hay cuatro cosas a considerar:

  1. Cuanto más masivas sean sus dos masas inspiradoras, mayor será la amplitud de su señal.
  2. Cuanto más próximas en el espacio estén las dos masas, mayor será la amplitud de la señal que llega.
  3. Cuanto más cerca de ti estén las masas fusionadas en el espacio, mayor será la amplitud de la señal que llega.
  4. Y cuanto menor sea la masa de estas dos masas, mayor será la cantidad de tiempo que pasan en el rango de frecuencia detectable por LIGO.

En otras palabras, hay una compensación: los objetos más masivos son detectables a una mayor distancia (sobre un volumen espacial más grande), pero los objetos menos masivos pasan más tiempo en el rango de frecuencia al que LIGO es sensible.

Cuando dos objetos de más de 5 masas solares cada uno se fusionan, podemos estar seguros de que son agujeros negros. . [+] Por debajo de 2,2 masas solares, sabemos que los objetos que vemos son estrellas de neutrones. Pero, ¿qué pasa en el medio? LIGO espera cerrar esta "brecha de masa" en el futuro cercano, y entonces sabremos con certeza si está poblada por agujeros negros, estrellas de neutrones o si hay escasez de objetos presentes (y una verdadera brecha) después de todo.

Christopher Berry / Twitter

El 14 de agosto de 2019, LIGO anunció un evento candidato que parecía estar directamente dentro de este rango de masas "prohibido". Si bien el análisis de seguimiento probablemente indica que se trata de una estrella de neutrones que se fusiona con un agujero negro en lugar de un objeto ubicado en el régimen de "brecha de masa", es un logro enorme darse cuenta de que LIGO, por fin, ahora posee la capacidad de llenar en la brecha de una vez por todas.

Con todo, LIGO está en camino de recoger estos objetos de menor masa: los que caen en el rango de "espacio de masa". No sabemos dónde está la estrella de neutrones más masiva, ni dónde está el agujero negro menos masivo. No sabemos si la fusión de estrellas de neutrones binarios siempre produce agujeros negros cuando se fusionan (algo que creemos que ocurrió con la kilonova observada en 2017), y no sabemos si tales fusiones son la única forma en que el Universo puebla la región de la brecha de masa. . Pero con más datos de la ejecución actual de LIGO y Virgo, y las ejecuciones futuras en las que la sensibilidad se mejore aún más, los astrofísicos podrían confirmar o destruir por completo la noción de una brecha de masa.


Por qué las estrellas de neutrones, no los agujeros negros, muestran el futuro de la astronomía de ondas gravitacionales

El 17 de agosto, las señales de dos estrellas de neutrones fusionadas llegaron a la Tierra después de un viaje de 130 millones de años luz. Después de una danza de 11 mil millones de años, estos remanentes de estrellas azules que alguna vez fueron masivas y que murieron en supernovas hace tanto tiempo se formaron en espiral entre sí después de emitir suficiente radiación gravitacional como para ver la descomposición de sus órbitas. A medida que cada uno se mueve a través del espacio-tiempo cambiante creado por el campo gravitacional y el movimiento del otro, su impulso cambia, lo que hace que las dos masas orbiten entre sí más de cerca con el tiempo. Finalmente, se encuentran y, cuando lo hacen, sufren una reacción catastrófica: una kilonova. Por primera vez, hemos registrado la fusión y la inspiración en el cielo de ondas gravitacionales, notándola en los tres detectores (LIGO Livingston, LIGO Hanford y Virgo), así como en el cielo electromagnético, desde los rayos gamma hasta el final. a través de la óptica y en la radio. Por fin, la astronomía de ondas gravitacionales es ahora parte de la astronomía.

Sabíamos que esto tenía que suceder eventualmente. Las estrellas de neutrones tienen masas muy grandes, estimadas en más de la masa del Sol cada una, y tamaños muy pequeños. Imagine un núcleo atómico que no contenga un puñado, unas pocas docenas o incluso unos cientos de protones y neutrones en su interior, sino el valor de una estrella: 1057 de ellos. Estos increíbles objetos atraviesan el espacio, cada vez más rápido, a medida que el tejido del espacio se dobla e irradia debido a su presencia mutua. Los púlsares en los sistemas binarios se fusionan y, en las etapas finales de la inspiración, la tensión que imponen a un detector incluso a cien millones de años luz de distancia puede ser detectable. Hemos visto la evidencia indirecta durante décadas: el deterioro de sus órbitas mutuas. Pero la evidencia directa, ahora disponible, lo cambia todo.

Cada vez que estas ondas pasan a través de su detector, provocan una ligera expansión y contracción de los brazos del láser. Debido a que el sistema de estrellas de neutrones es tan completamente predecible, decayendo a la velocidad predicha por las ecuaciones de Einstein, sabemos exactamente cómo debe comportarse la frecuencia y amplitud de la inspiración. A diferencia de los sistemas de agujeros negros de masas más altas, la frecuencia de estos sistemas de baja masa cae en el rango detectable de los detectores LIGO y Virgo durante períodos de tiempo mucho más largos. Si bien la abrumadora mayoría de las fusiones de agujeros negros y agujeros negros se registraron en los detectores LIGO durante solo una fracción de segundo, estas estrellas de neutrones, incluso a una distancia de más de 100 millones de años luz, ¡tenían sus señales detectadas durante casi medio minuto!

Esta vez, el satélite de rayos gamma Fermi detectó una ráfaga transitoria, consistente con las kilonovas vistas anteriormente, solo 1,7 segundos después de la llegada del "chirrido" final de la señal de la onda gravitacional. Cuando habían pasado 11 horas, el equipo de LIGO / Virgo había señalado un área en el cielo de solo 28 grados cuadrados de tamaño: la región localizada más pequeña jamás vista. A pesar de que la señal de la estrella de neutrones era mucho menos intensa en magnitud que las señales de los agujeros negros, el hecho de que los detectores hubieran captado tantas órbitas le dio al equipo la señal más fuerte hasta la fecha: una relación señal / ruido de más de 32!

Al saber dónde estaba esta señal, podríamos entrenar nuestros mejores telescopios ópticos, infrarrojos y de radio en este sitio en el cielo, donde se encontraba la galaxia NGC 4993 (a la distancia correcta). Durante las siguientes dos semanas, vimos una contraparte electromagnética de la fuente de ondas gravitacionales y el resplandor del estallido de rayos gamma que vio Fermi. Por primera vez, habíamos observado una fusión de estrellas de neutrones en ondas gravitacionales y en todo el espectro de luz, confirmando lo que los teóricos habían sospechado de manera espectacular: que aquí es donde se originan la mayoría de los elementos más pesados ​​del Universo.

Pero también codificados en esta fusión hay algunos hechos increíbles de los que es posible que no se dé cuenta de hechos que señalan el camino hacia el futuro de la astronomía de ondas gravitacionales.

1.) ¡Las estrellas binarias de neutrones apenas giran! De forma aislada, las estrellas de neutrones pueden ser algunos de los objetos que giran más rápidamente en el Universo, hasta un porcentaje significativo de la velocidad de la luz. Los más rápidos giran más de 700 veces por segundo ... ¡pero no en un sistema binario! La presencia cercana de otra masa grande significa que las fuerzas de las mareas son grandes y, por lo tanto, la fricción de un cuerpo en rotación sobre otro hace que ambos disminuyan. Cuando se fusionan, ninguno de los dos puede girar a una velocidad apreciable, lo que nos permite restringir los parámetros orbitales de la señal de onda gravitacional de manera extremadamente ajustada.

2.) Al menos el valor de 28 masas de Júpiter de material se convirtió en energía a través de E = mc². Nunca antes habíamos visto fusiones de estrellas de neutrones y estrellas de neutrones en ondas gravitacionales. En sistemas de agujero negro-agujero negro de masa equivalente, hasta el 5% de la masa total se convierte en energía. En los sistemas de estrellas de neutrones, se espera que sea menor, porque la colisión ocurre entre núcleos, no entre singularidades, las dos masas no pueden acercarse tanto. Aún así, al menos el 1% de la masa total se convirtió en energía pura a través de la equivalencia masa-energía de Einstein, ¡una cantidad de energía muy impresionante y grande!

3.) ¡Las ondas gravitacionales se mueven exactamente a la velocidad de la luz! Antes de esta detección, nunca tuvimos una onda gravitacional y una señal de luz identificables simultáneamente para comparar entre sí. Después de un viaje de 130 millones de años luz, la primera señal electromagnética de esta detección llegó solo 1,7 segundos después del pico de la señal de la onda gravitacional. Eso significa, como máximo, la diferencia entre la velocidad de la gravedad y la velocidad de la luz es de aproximadamente 0,12. micrones-por segundo, o 0,00000000000004%. Se prevé que estas dos velocidades son exactamente iguales, y el retraso de la señal luminosa proviene del hecho de que las reacciones productoras de luz en la estrella de neutrones tardan uno o dos segundos en llegar a la superficie.

4.) ¡Es posible un tiempo de respuesta más rápido! Cuando localizamos por primera vez el lugar tridimensional en el cielo donde estaba la señal electromagnética, habían pasado doce horas. Claro, pudimos observar la contraparte óptica de inmediato, pero hubiera sido mejor entrar en la planta baja. A medida que mejore el análisis automatizado, así como la sincronización de los tres detectores, mejor lo haremos. En los próximos años, LIGO se volverá un poco más sensible, Virgo lo hará mejor y dos detectores adicionales similares a LIGO, KAGRA en Japón y LIGO-India, estarán en línea. En lugar de medio día, es posible que pronto hablemos de tiempos de respuesta en cuestión de minutos o incluso segundos.

5.) Ir al espacio será lo último en observación de ondas gravitacionales. Aquí en el suelo, parte de la razón por la que se tardó tanto en encontrar la ubicación fue que en Livingston, LA, hubo un error de "ruido": algo hizo que el detector en el suelo vibrara. Como resultado, el software automatizado no pudo extraer la verdadera señal y fue necesaria la intervención manual. El equipo de LIGO-Virgo hizo un trabajo increíble, pero si estos detectores estuvieran en el espacio, esto ni siquiera habría sido un problema en primer lugar. No hay ruido sísmico en el abismo del espacio interplanetario.

A diferencia de la fusión de agujeros negros, la inspiración y la fusión de estrellas de neutrones:

  • Pueden verse durante mucho más tiempo, debido a su baja masa,
  • Emitirá contrapartes electromagnéticas, lo que permitirá unificar los cielos gravitacional y electromagnético,
  • Son mucho más numerosos, y la única razón por la que hemos visto más agujeros negros se debe a su mayor alcance,
  • Y se puede utilizar para aprender información sobre el Universo, como la velocidad de la gravedad, que los agujeros negros no pueden enseñarnos.

El retraso de alrededor de 11 horas desde la fusión hasta las primeras firmas ópticas e infrarrojas no se debe a la física, sino a nuestras propias limitaciones instrumentales aquí. A medida que nuestras técnicas de análisis mejoren y se descubran más eventos, aprenderemos exactamente cuánto tiempo pasa antes de que se creen firmas de luz visible mediante fusiones de estrellas de neutrones y estrellas de neutrones.

Por fin se confirma el origen de los elementos pesados, se conoce definitivamente la velocidad de la gravedad y la onda gravitacional y los cielos electromagnéticos son uno. Los que dudan de LIGO ahora tienen la confirmación independiente por la que han estado clamando, y no queda ninguna ambigüedad. El futuro de la astronomía incluye ondas gravitacionales, y ese futuro está aquí, hoy. Felicitaciones a todos y cada uno. Hoy, toda la Tierra es la beneficiaria de este increíble conocimiento.


Agujero negro o sin agujero negro: sobre el resultado de las colisiones de estrellas de neutrones

Un nuevo estudio dirigido por científicos de GSI y colegas internacionales investiga la formación de agujeros negros en las fusiones de estrellas de neutrones. Las simulaciones por computadora muestran que las propiedades de la materia nuclear densa juegan un papel crucial, que vincula directamente el evento de fusión astrofísica con los experimentos de colisión de iones pesados ​​en GSI y FAIR. Estas propiedades se estudiarán con mayor precisión en las futuras instalaciones de FAIR. Los resultados ya se han publicado en Cartas de revisión física. Con la concesión del Premio Nobel de Física 2020 por la descripción teórica de los agujeros negros y por el descubrimiento de un objeto supermasivo en el centro de nuestra galaxia, el tema actualmente también recibe mucha atención.

Pero, ¿bajo qué condiciones se forma realmente un agujero negro? Esta es la cuestión central de un estudio dirigido por GSI Helmholtzzentrum f & uumlr Schwerionenforschung en Darmstadt dentro de una colaboración internacional. Usando simulaciones por computadora, los científicos se enfocan en un proceso particular para formar agujeros negros, a saber, la fusión de dos estrellas de neutrones (película de simulación).

Las estrellas de neutrones se componen de materia densa muy comprimida. La masa de una masa solar y media se comprime al tamaño de unos pocos kilómetros. Esto corresponde a densidades similares o incluso más altas que en el interior de los núcleos atómicos. Si dos estrellas de neutrones se fusionan, la materia se comprime adicionalmente durante la colisión. Esto lleva al remanente de la fusión al borde del colapso en un agujero negro. Los agujeros negros son los objetos más compactos del universo, ni siquiera la luz puede escapar, por lo que estos objetos no se pueden observar directamente.

"El parámetro crítico es la masa total de las estrellas de neutrones. Si excede un cierto umbral, el colapso en un agujero negro es inevitable", resume el Dr. Andreas Bauswein del departamento de teoría de GSI. Sin embargo, la masa umbral exacta depende de las propiedades de la materia nuclear altamente densa. En detalle, estas propiedades de la materia de alta densidad aún no se comprenden completamente, razón por la cual los laboratorios de investigación como GSI chocan con núcleos atómicos, como una fusión de estrellas de neutrones, pero a una escala mucho menor. De hecho, las colisiones de iones pesados ​​conducen a condiciones muy similares a las de las fusiones de estrellas de neutrones. Based on theoretical developments and physical heavy-ion experiments, it is possible to compute certain models of neutron star matter, so-call equations of state.

Employing numerous of these equations of state, the new study calculated the threshold mass for black-hole formation. If neutron star matter or nuclear matter, respectively, is easily compressible -- if the equation of state is "soft" -- already the merger a relatively light neutron stars leads to the formation of a black hole. If nuclear matter is "stiffer" and less compressible, the remnant is stabilized against the so-called gravitational collapse and a massive rotating neutron star remnant forms from the collision. Hence, the threshold mass for collapse itself informs about properties of high-density matter. The new study revealed furthermore that the threshold to collapse may even clarify whether during the collision nucleon dissolve into their constituents, the quarks.

"We are very excited about this results because we expect that future observations can reveal the threshold mass" adds Professor Nikolaos Stergioulas of the department of physics of the Aristotle University Thessaloniki in Greece. Just a few years ago a neutron star merger was observed for the first time by measuring gravitational waves from the collision. Telescopes also found the "electromagnetic counterpart" and detected light from the merger event. If a black hole is directly formed during the collision, the optical emission of the merger is pretty dim. Thus, the observational data indicates if a black hole was created. At the same time the gravitational-wave signal carries information about the total mass of the system. The more massive the stars the stronger is the gravitational-wave signal, which thus allows determining the threshold mass.

While gravitational-wave detectors and telescopes wait for the next neutron star mergers, the course is being set in Darmstadt for knowledge that is even more detailed. The new accelerator facility FAIR, currently under construction at GSI, will create conditions, which are even more similar to those in neutron star mergers. Finally, only the combination of astronomical observations, computer simulations and heavy-ion experiments can settle the questions about the fundamental building blocks of matter and their properties, and, by this, they will also clarify how the collapse to a black hole occurs.


What are neutron stars?

Neutron stars, like black holes, are remnants of stars that perished in catastrophic explosions known as supernovas. When a star goes supernova, its material collapses to form a dense core. If this core is massive enough, it may form a black hole, which has such a powerful gravitational pull that not even light can escape. A less massive core will form a neutron star, so named because its gravitational pull is strong enough to crush protons together with electrons to form neutrons.

Although neutron stars are typically small, with diameters of about 12 miles (19 kilometers) or so, they are so dense that a neutron star's mass may be about the same as that of the sun. A teaspoon of neutron-star material has a mass of about a billion tons, making neutron stars the densest objects in the universe besides black holes.


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Where is Planet X? Where is Nemesis?

Before Pluto was discovered, the world’s astronomers were captivated by the possibility of finding another massive planet beyond the orbit of Neptune. In 1930, Pluto was discovered lurking in what was considered to be the edge of the Solar System. However, it quickly became apparent that Pluto was tiny it wasn’t the Planet X we were looking for. For the last 80 years, astronomers have been looking for a large planet that might go to some way of explaining interplanetary features such as the “Kuiper Cliff”, but Planet X has not been found. Unfortunately, the word “Planet X” has now become synonymous with conspiracy theories and doomsday, almost as notorious as the word “Nemesis”.

Nemesis is another unanswered question hanging over Solar System evolution: does the Sun have a binary twin? Is there a second, dim, hidden “sun” stalking it’s brighter counterpart from over a light year away? Some scientists have come forward to suggest that the existence of a hypothetical second sun — embodied as a brown dwarf or red dwarf — could explain some cyclical effects here on Earth (i.e. mass extinctions occurring with a strange regularity). Naturally, the discussion about Nemesis (like the discussion about the possibility of a massive Planet X) is purely academic, and only based on indirect observations and anecdotal evidence. Just because they might exist, doesn’t mean they do.

In a publication recently published to the arXiv database, one Italian researcher has dusted off this topic and asked a very basic question: Can we constrain the possible locations of Nemesis and/or Planet X Si they did exist? His results are fascinating…

It’s nice to find a scientific publication about the possible existence of an unaccounted-for planet in the Solar System. The majority of articles I’ve written in the past 12 months have been examining the pseudo-science, fear, lies and nonsense surrounding the year 2012, of which “Planet X” seems to have a huge role to play. For some strange reason, certain unscrupulous authors have pinned every conceivable global doomsday event on a mythical planet that will be arriving at the inner Solar System on December 21st, 2012. Of course, this is total bunkum and the fear surrounding the name “Planet X” is completely unfounded. In fact, Planet X was originally the search for a massive planet beyond the orbit of Neptune, in the pre-Pluto era (some might say that we are now living in a “post-Pluto era” after the dwarf planet’s demotion… just a thought). Planet X is in fact the exciting astronomical journey the world took in the early 20th Century, culminating in the discovery of Pluto.

Searching for Planet X

Artist impression of the cold surface of Pluto (NASA)

Since Percival Lowell’s suggestion that there might be another planet out there perturbing the orbit of Neptune, the hunt for another planet was intense. The discovery of Pluto by Clyde Tombaugh in 1930 appeared to validate Lowell’s theory. However, by the 1970’s, it was found that Pluto was too small to account for alguna perturbations in alguna planet’s orbit, let alone the gas giant Neptune. However, as time went on and techniques became more advanced, the possible perturbations in Neptune’s orbit were put down to observational error. There was no longer any need for a Planet X, a hypothetical planetary body was no longer required to account for orbital perturbations. However, observations of the Kuiper Belt have reinvigorated the hunt for a Planet X (the “X” literally means “unknown”).

The Kuiper Belt is a region of space (in Pluto’s neighbourhood) where lots of icy, rocky bodies have been observed. As we have become rather good at observing small objects on our own doorstep (we’ve actually become rather good at observing objects in other star systems too), we have been able to plot the distribution of Kuiper Belt Objects (KBOs). It is in this distribution that a feature has been observed. At approximately 50 AU there is a sudden drop in KBO population. This has become known as the Kuiper Cliff and it possibly reveals that there is some significantly-sized planetary body (bigger than Pluto, but smaller than Earth) orbiting at a distance of 100 AU from the Sun. We have yet to discover anything that big shepherding the Kuiper Belt, but the Cliff is real, beyond 55 AU.

Other researchers have indicated that there may be a small planet orbiting at 60 AU (possibly explaining the behaviour of trans-Neptunian Objects, TNOs), or a massive planet (50% larger than Jupiter) patrolling a region of space over 1000 AU distant. However, there is still no strong evidence to support these theories, and there are certainly no observations of these possibilities.

The Sun’s Evil Twin?

Artist depiction of a dark star, or a brown dwarf (NASA)

So, we have some possible indirect observations of a Planet X out there, but what about the hypothetical Nemesis, the much feared “evil sun” that stalks our Solar System from afar?

In fact, it seems surprising that not more attention has been paid to Nemesis by conspiracy theorists and doomsayers. Planet X (a.k.a. Nibiru from the misunderstood Sumerian text), in comparison, seems like a petty concern when we are talking about a “second sun” that could be responsible for extinguishing life on Earth with alarming frequency. Although there is no direct evidence for the existence of Nemesis, some scientists have investigated this possibility. For a start, most stars observed in the galaxy are not single stars, they have a binary partner (often more). The Sun, as far as we know, is alone, there has never been any observation that our star has a binary partner. However, there are some indications that might point to the possibility of a faint, lightweight stellar companion that has remained secret till now. Key to this argument is the statistical regularity of mass extinctions on Earth, and its relationship with Oort Cloud objects.

Every 25 million years or so (over the last 250 million years), there appears to be some kind of extinction event on Earth. Could it be that a stellar partner, called Nemesis, passes closer to the Sun during its orbit, disturbing objects in the Oort cloud? If this is the case, there may be a mechanism for the regularity of comet impacts on Earth, thus causing the statistical regularity of extinctions. Once again, this is a hypothetical argument, but it is based on good science and historical evidence. If these extinction events are related to comet impacts after the comets have been kicked out of the Oort cloud by a binary brown dwarf or red dwarf, this suggests a binary orbital period of approximately 25 million years.

Where Are They?

Could Nemesis be a red dwarf? Probably not, according to precession data of the inner Solar System planets (NASA)

For argument’s sake, let’s say Planet X and Nemesis podría be out there. If so, how far away from the Sun podría they orbit? Lorenzo Iorio from the National Institute of Nuclear Physics in Pisa, Italy, has investigated this question, using data derived from the dynamics of inner Solar System planets. In particular, Iorio has computed the Newtonian/Einsteinian perihelion precession of planets within 1.5 AU of the Sun that could be caused by a massive, unknown, distant body. From his computations, it is assumed that no matter where the inner planets are located in their orbits, the gravitational force felt by the planets will be constant. Therefore, if there is a massive body out there (either Planet X or Nemesis), what is the minimum possible orbital distance allowed by the computed precession of the inner Solar System planets?

Iorio concludes that the minimum possible distances at which a Mars-mass, Earth-mass, Jupiter-mass and Sun-mass object can orbit around the Sun are 62 AU, 430 AU, 886 AU and 8995 AU respectivamente. To put these distances in perspective, the minimum possible distance a Mars-mass Planet X could orbit is over two times further away from the Sun than Pluto’s 39 AU (average) distance from the Sun.

If we consider the minimum possible orbit for a brown dwarf-mass object (often cited as a possible “failed star” candidate for Nemesis), with a mass of 75-80 Jupiters, its minimum orbital distance would be approximately 0.06 light years away (or 3,736-3,817 AU). A red dwarf (0.075-0.5 solar masses) would have a minimum orbital distance of 0.06-0.11 light years away (3,793-7,139 AU).

En conclusión

Iorio has basically set the constraints on the closest possible orbital radii for unknown planets and small stellar objects as yet to be discovered in our Solar System. If they were any closer, their gravitational presence would be felt, and we’d easily be able to detect perturbations in the dynamics of the inner planets.

If Nemesis (the Sun’s binary partner) es out there, it isn’t any closer than

3,800 AU (if it’s a large brown dwarf, or a small red dwarf). Therefore, it seems unlikely that Nemesis will have a very stable orbit as it would be affected by the gravity of other stars in different systems. From this evidence alone, Nemesis will remain a myth. In light of the updated paper, the minimum distance for a Nemesis candidate has reduced, and could therefore have a stable binary orbit with the Sun. However, something this large will have been observed by now.

According to a paper by David Jewitt, at the Institute for Astronomy, University of Hawaii, a Jupiter-sized planet could be detected up to a distance of 2140 AU (the minimum distance that a Jupiter-mass planet could exist is

886 AU according to Iorio). To put this into perspective, a Pluto-sized planetary body can be detected up to a distance of 320 AU according to Jewitt, so it would appear there is nothing of significant mass out there up to 320 AU away (if you can call Pluto’s mass “significant” that is!).

Therefore, there is little chance that Planet X does exist, Iorio’s data suggests that the minimum distance a Mars-mass object can orbit is 62 AU (twice the distance of Pluto’s orbit), but Jewitt’s data suggests that if something the size of Mars was orbiting the Sun at a distance of 62 AU, it would have been discovered by now. According to Jewitt, a Pluto-sized object is detectable up to a distance of 320 AU. Mars is far bigger than Pluto, meaning anything the size of Mars would have made its presence very obvious by now. A tiny Planet X within 320 AU is very hard to imagine, and anything bigger could be seen coming from a vast distance (a couple of thousand AU). If Planet X is improbable, the larger Nemesis seems even more so.

To cut a long story short, it looks like we have discovered all the large planets (of Mars mass and above) and anything else probably will have very little influence on inner Solar System dynamics for millennia for millions of years to come.


What are Neutron Stars?

Neutron stars are formed as a large star dies in a Type II Supernovae. The Supernovae blows off much of the star, and you are left with the collapsed iron core of a star (this happens to stars that have a mass about 8 to about 25 times the mass of the Sun). The remaining iron core collapses down to about 20 kilometers wide, but it still maintains a mass between 1.5 to 5 times the mass of our Sun (a pretty impressive little thing, no?). Neutron stars are typically about 20 kilometers or so, about the size of a decent sized city. Think about that for a second, something more massive than the sun the size of a city. You can imagine the Neutron star is immensely dense. So dense, a teaspoon sized Neutron star matter would weigh about 100 million tons! The crust of the Neutron star would also be about 100 billion times stronger than steel.

Why do we call them “neutron stars”? Fist. neutrons are the uncharged, neutral particles in the middle of atoms. But why did we name the star after those tiny, tiny particles? Well, because the star is made up of neutrons.

First, no, the protons and electrons didn’t decide to leave the star, leaving the neutrons to pick up the pieces after being dumped by both its atomic partners. Rather, the star is basically one giant atom made up of nothing but neutrons. As the star collapses, the mass of the star creates so much gravity that the protons and electrons fuse together. Now, what happens when you add one positive and one negative number? That’s right, nothing. We’re left with one neutrally charged particle. A Neutron. Like I said with the quasars, these names are notoriously uncreative.


How Neutron Stars Form

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Immediately after a star goes supernova, gravity begins to take individual atoms of matter together and compress them. This ignites a chain reaction, where individual electrons are effectively pushed into the protons, converting them into uncharged neutrons. The mechanism appears to break the exclusion principle (the brainchild of Wolfgang Pauli, the same Austrian physicist who hypothesised the existence of the neutrino) that states that electrons can’t be forced into a tighter space than their orbits.

During the star’s demise, the core – now composed of iron nuclei – collapses in about one tenth of a second. The gravity is so strong during the collapse that the electrons are converted into something else – neutrons – to fulfill the exclusion principle. This is what prevents the star from becoming a singularity (or a black hole).

As an aside, the key difference between the formation of a white dwarf (also a very dense remnant that is formed from the death of a sunlike star) and neutron stars is that the atoms do remain intact, but have been pulled increíblemente close together.

But the neutron star’s formation has consequences it produces a powerful blast of high-energy gamma radiation that can shatter all the nucleons. This, in essence, is the result of millions of years worth of fusion that happens in only a split second! The final product has a density equal to 100 trillion times that of water – yes you heard right: One hundred trillion.

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Interactive Lab

The overall reactions that occur for carbon burning occur so rapidly and with so much energy that the star blows apart in an explosion called a supernova . The outer layers of the star blast into space, and the core is crushed to immense densities. Carbon burning occurs when the helium in the core is gone. The core needs to maintain temperature to keep the gas pressure up otherwise the star cannot resist gravity.

When carbon burning does occur, iron is formed. Iron is the most stable of all nuclei, and ends the nuclear fusion process within a star . When these heavier elements form in the core, they take away energy rather than release it. With the decrease in fuel for fusion, the temperature decreases and the rate of collapse increases. Just before the star totally collapses, there is a sudden increase in temperature, density, and pressure. The pressure and energy compact the core further, squeezing it like Charmin. The compact core becomes a rapidly whirling ball of neutrons, and that s why now this star is termed a neutron star .

The largest mass stars may become black holes

The highest mass star has a core that shrinks to a point. On the way to total collapse it may momentarily create a neutron star and the resulting supernova rebound explosion. Gravity finally wins. Nothing holds it up. Space so warped around the object that it effectively leaves our space black hole!


Ver el vídeo: Observan por primera vez la fusión de dos estrellas de neutrones (Enero 2022).