Todo o mundo astrofísico foi explodido pela primeira colisão de estrelas de nêutrons binárias vista em agosto de 2017 (chamada 'GW170817').

Este evento, identificado como uma kilonova, foi o primeiro a ser visto tanto nas ondas gravitacionais, pelos detectores LIGO e Virgo, quanto no espectro eletromagnético, de raios gama a ondas de rádio (e abordado anteriormente neste DArchive de outubro de 2017). Desde então, ocorreram dezenas de novos eventos de ondas gravitacionais.

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Um grupo de pesquisadores do DES, a equipe DESGW, tem se concentrado em encontrar mais contrapartes eletromagnéticas para esses eventos de ondas gravitacionais. Vamos dar uma olhada em dois dos eventos mais intrigantes que acompanhamos com DECam desde 2017.

Um sinal potencial de outra estrela de nêutrons binária se espatifando

Em 10 de maio de 2019, a Colaboração LIGO-VIRGO (LVC) relatou o alerta S190510g (o prefixo 'S' é atribuído até que a detecção seja confirmada como uma onda gravitacional verdadeira, então o prefixo é atualizado para 'GW') como o que eles acreditavam ser outro candidato à fusão de estrela de nêutrons binários (BNS) detectado a uma distância de cerca de 230 Megaparsecs (Mpc) - ou quase 6 vezes mais do que o evento de agosto de 2017. Isso significava que se fosse um evento idêntico ao GW170817, ele pareceria 1/36 tão brilhante no céu quanto GW170817. Portanto, seria muito mais difícil pesquisar com telescópios normais.

Para aumentar o desafio, a 'localização no céu', ou a área onde o evento provavelmente seria encontrado (com probabilidade de confiança de 90%), era de quase 1.200 graus quadrados. Esta é uma área enorme do céu considerando que a DECam, uma câmera telescópica com um dos maiores campos de visão, vê cerca de três graus quadrados de cada vez (já cerca de 14 vezes o tamanho da lua cheia).

Em pouco mais de um dia, a pipeline de busca e descoberta de resposta rápida de nossa equipe identificou 11 possíveis candidatos equivalentes. No entanto, todos eles foram mais tarde encontrados para serem supernovas prováveis (e, portanto, não prováveis emissores de ondas gravitacionais) após análise offline e espectroscopia por outros instrumentos. Este sinal de onda gravitacional foi de fato mais tarde classificado como provável de ser de natureza não astrofísica (ou seja, apenas devido ao ruído sísmico aleatório na Terra que por acaso imitava ondas gravitacionais neste caso) dentro de 30 horas após o evento.

Embora não tenhamos encontrado uma fonte de onda gravitacional, este evento em particular foi um caso de aprendizado útil para nós. Pegamos este exemplo real de uma grande área de localização, um alvo fraco e nossas observações reais naquela noite para mais tarde criar cenários realistas simulados. Simulamos quilonovas e supernovas com condições de observação DECam (por exemplo, condições do céu, tempo de exposição) para quantificar nossa eficiência de pesquisa e tomar decisões informadas sobre a estratégia de observação para eventos futuros semelhantes. Este foi o primeiro estudo abrangente de eficiência baseado em simulação em busca de contrapartes BNS.

Neste estudo, abordamos as duas principais dificuldades de detectar uma contraparte para um evento como o S190510g: era fraco porque estava muito longe e a localização do céu era extremamente grande. Para observar objetos tênues, normalmente aumentaríamos o tempo gasto para tirar nossas imagens (semelhante a quanto tempo as imagens de astrofotografia de exposição revelam a presença tênue da Via Láctea e outros objetos astronômicos). Infelizmente, quando aumentamos o tempo de exposição das imagens, não fomos capaz cobrir uma área tão grande do céu, pois o Sol acabou por encurtar nossas observações. Por meio de nossa análise estatística, examinamos essa compensação sob várias estratégias de observação e determinamos que tempos de exposição mais longos melhorariam nossas chances de encontrar contrapartes há longo prazo por um fator de 1,5 [1].

Figura 1: 18 objetos detectados durante o acompanhamento da fusão candidata BNS S190510g (11 por nós, 7 por outros grupos). Para cada objeto, a imagem de pesquisa é a imagem que coletamos com DECam durante as observações de acompanhamento, a imagem do modelo é uma imagem da mesma parte do céu coletada antes da fusão e a imagem de diferença é a diferença entre a pesquisa e imagens de modelo. Na maioria dos casos, você pode ver um ponto brilhante (provavelmente uma supernova) dentro de uma galáxia. Crédito da imagem: Garcia et al. 2020 [1].

Um novo evento cataclísmico: um buraco negro engole uma estrela de nêutrons

O evento GW mais emocionante do LIGO/Virgo Observing Run 3 (O3) foi o GW190814. LIGO e Virgo nos alertaram sobre o que poderia ser uma fusão estrela de nêutrons - buraco negro (NSBH) a partir do sinal GW, em algum lugar em um pedaço de céu de 18 graus quadrados que se sobrepôs à pegada principal do DES. Nosso grupo entrou em ação, animado por encontrar uma contraparte para a primeira fusão da NSBH. Passamos duas semanas sem dormir, observando o pedaço de céu, operando o telescópio durante a noite e vasculhando os dados de candidatos durante o dia. Especificamente, alguns membros dedicados da equipe perseveraram durante as 2 semanas inteiras, comunicando nossas descobertas ao resto da comunidade astronômica por meio de avisos postados na Rede de Coordenadas de raios gama e respondendo a avisos enviados por outras equipes. Para qualquer coisa de interesse que vimos nos dados, tentamos obter observações espectroscópicas mais detalhadas rapidamente com o telescópio SOuthern Astrophysical Research (SOAR). A equipe SOAR foi essencial para descartar vários objetos como supernovas em oposição à contraparte real da onda gravitacional [2].

Figura 2: Observações do acompanhamento do DECam de GW190814. Os contornos brancos mostram a área no céu de onde o GW poderia ter vindo com base nas observações do LIGO/Virgo. Cobrimos essas áreas com DECam (mostrado pelas formas hexagonais vermelhas) e encontramos objetos recentemente explodidos (mostrados pelos pontos verdes e roxos). Os pontos verdes são objetos que descobrimos enquanto objetos roxos foram descobertos por outras equipes. As supernovas confirmadas são mostradas por quadrados e as estrelas indicam os dois objetos que exigiram uma abordagem de aprendizado de máquina avançada para nos convencer de que eram supernovas. Crédito da imagem: Morgan et al. 2020 [3].

Quando a poeira baixou, nenhuma das equipes de acompanhamento estava convencida de que havia encontrado a única contraparte verdadeira para GW190814. A próxima pergunta a fazer é “Por que não encontramos?”, E a resposta é que a luz emitida pela fusão deve ter sido muito fraca para ser detectada com DECam, embora DECam fosse o instrumento mais poderoso para cobrir totalmente a região do céu. Embora tenha sido decepcionante não encontrar uma contraparte, esta resposta ainda nos informou significativamente sobre o sistema progenitor de GW190814. Por exemplo, a luz emitida sendo muito fraca para detectar implicava um limite na quantidade de matéria de estrela de nêutrons que poderia ter sido ejetada durante a fusão, um limite na velocidade em que a matéria poderia ter sido ejetada e um limite nos tipos de elementos produzidos por processos de física nuclear durante a colisão. Ou seja, se mais matéria tivesse sido ejetada, se ele tivesse sido ejetado mais rápido, ou se diferentes elementos tivessem sido sintetizados, a fusão teria sido brilhante o suficiente para ser detectada. Usando este princípio, fomos capazes de colocar restrições de campo nas propriedades do sistema NSBH em nosso artigo [3].

Mas a ciência não parou por aí! Como esse evento GW se sobrepôs completamente à pegada do DES, tínhamos informações detalhadas sobre todas as galáxias possíveis que poderiam ter sediado a fusão NSBH. Particularmente, os pesquisadores em DES colocam grande esforço para medir os desvios para o vermelho (correspondendo geralmente a distâncias) dessas galáxias. Fomos capazes de combinar os desvios para o vermelho de todas as galáxias hospedeiras possíveis com a distância que o LIGO e Virgo mediram para GW190814 em uma análise estatística. Fazendo a média de todas as galáxias hospedeiras possíveis e combinando seus redshifts com a distância GW190814 viajou para a Terra, fomos capazes de obter outra restrição independente no parâmetro Hubble - ou seja, uma medição de quão rápido o Universo está se expandindo [4] (o método discutido neste DArchive de janeiro de 2019, e também anteriormente neste de outubro de 2017).

Olhando para o futuro

Embora nenhum evento de onda gravitacional tenha sido detectado inequivocamente novamente em sinais eletromagnéticos desde 2017, as perspectivas de futuras detecções são encorajadoras. O LIGO e o Virgo estão atualmente sendo atualizados em termos de sensibilidade de detecção, o KAGRA no Japão começou a funcionar e, em alguns anos, o LIGO-Índia estará online para se juntar ao esforço. Essas atualizações terão um grande impacto em quantos eventos de ondas gravitacionais podem ser vistos e o que eles podem nos dizer sobre os eventos cataclísmicos que acontecem constantemente em nosso Universo.

Para acompanhar essas melhorias, a equipe DESGW está trabalhando em um plano de observação que otimiza nossa chance de sucesso nos próximos acompanhamentos e toma melhores decisões para cada evento. A equipe está se concentrando em dois tipos de questões: como podemos melhorar nossas chances de detectar um objeto e também como excluir com segurança eventos transitórios que podem aparecer na região de localização durante a noite, mas depois acabam sendo outra coisa. Este último é particularmente importante, pois podemos facilmente encontrar milhares de objetos que podem exigir inspeção visual. Esta questão está atualmente sob investigação com o desenvolvimento de modelos de Inteligência Artificial (IA) que podem fazer uma classificação rápida de candidatos.

Uma coisa que está absolutamente clara é que a era da astronomia das ondas gravitacionais apenas começou, com muitas análises interessantes a serem realizadas e descobertas emocionantes a serem feitas. Estamos ansiosos para futuras execuções de observação e o que mais elas nos dirão sobre nosso misterioso Universo...

Referências: 

[1] Garcia et al. 2020 arXiv DOI
[2] Tucker & Wiesner et al. 2021 em prep
[3] Morgan et al. 2020 arXiv DOI
[4] Palmese et al. 2020 arXiv DOI

Fonte: The Dark Energy Survey