Astronomía

¿Cómo sería un detector de ondas gravitacionales de kHz? (montañas en magnetares de milisegundos) ¿En qué se diferenciaría de LIGO / Virgo?

¿Cómo sería un detector de ondas gravitacionales de kHz? (montañas en magnetares de milisegundos) ¿En qué se diferenciaría de LIGO / Virgo?


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El resumen de las ondas gravitacionales de las montañas en magnetares de milisegundos recién nacidos dice:

En este artículo estudiamos la evolución de espín y la luminosidad de las ondas gravitacionales de un magnetar de milisegundos recién nacido, formado después del colapso de una estrella masiva o después de la fusión de dos estrellas de neutrones. En ambos casos consideramos el efecto de la acumulación de retroceso y consideramos la evolución del sistema debido a los diferentes pares que actúan sobre la estrella, es decir, el par de giro hacia arriba debido a la acreción y los pares de giro hacia abajo debido a la radiación de dipolos magnéticos, la emisión de neutrinos, y emisión de ondas gravitacionales ligada a la formación de una 'montaña' en los polos de acreción. Inicialmente, el período de giro se ve afectado principalmente por la radiación del dipolo, pero en momentos posteriores la acreción hace girar la estrella hacia arriba rápidamente. Encontramos que una magnetar formada después del colapso de una estrella masiva puede acumular hasta 1 $ M _ { odot} $ , y sobreviven en el orden de 50 s antes de colapsar en un agujero negro. La deformación de la onda gravitacional, para un objeto ubicado a 1 Mpc, es $ h_c sim 10 ^ {- 23} $ a frecuencias de kHz, lo que lo convierte en un objetivo potencial para los detectores terrestres de próxima generación. Una magnetar formada después de una fusión de estrellas de neutrones binarios, por otro lado, acumula como máximo 0,2 $ M _ { odot} $, y emite ondas gravitacionales con una deformación máxima más baja del orden de $ h_c sim 10 ^ {- 24} $ , pero también sobrevive durante mucho más tiempo, y posiblemente puede estar asociado con la meseta de rayos X observada en la curva de luz de una serie de ráfagas cortas de rayos gamma.

Pregunta: ¿Cómo sería un detector de ondas gravitacionales de kHz? (montañas en magnetares de milisegundos) ¿En qué se diferenciaría de LIGO / Virgo?


Figura 1. Descripción pictórica del magnetar milisegundo. Hay dos sistemas de coordenadas, uno con el eje de rotación ($ Omega $) y otro que tiene el momento magnético ($ overrightarrow { mu} $) eje. Estos ejes están inclinados en ángulo $ alpha (t) $. Los puntos azules muestran materia que cae sobre los dos casquetes polares y forma dos columnas de acumulación. A medida que la estrella gira, irradia energía en forma de radiación dipolar y ondas gravitacionales. Las líneas de puntos rojos representan los neutrinos que escapan y que se llevan el calor y el momento angular en forma de viento.


Para complementar brevemente la respuesta de Rob, hay al menos un concepto flotando para un detector de ondas gravitacionales que apunta explícitamente a ondas gravitacionales de kilohercios y sacrifica la sensibilidad a frecuencias más bajas: el Observatorio de Materia Extrema de Estrellas de Neutrones (NEMO). Se espera que dicho observatorio se una a la red global a finales de la década de 2020 o principios de la de 2030, proporcionando una sensibilidad en el régimen de alta frecuencia comparable a la real. detectores de tercera generación que llegará más adelante en la década de 2030 (consulte la Figura 1 para ver las curvas de ruido).

Las estadísticas vitales de dicho observatorio se presentan en la Tabla 1 del documento vinculado, y verá que, de hecho, no son muy diferentes de los parámetros actuales de LIGO: los brazos tienen 4 km de largo, pero la potencia del láser aumenta hasta 500W. (4.5MW de potencia circulando en los brazos), y hay algunos revestimientos nuevos y elegantes y algunos apretones para lograr la sensibilidad de alta frecuencia a expensas de la parte de frecuencia más baja de la banda. Las masas de prueba también se enfrían a ~ 150 K, mientras que LIGO / Virgo opera a temperatura ambiente.


En principio, no mucho diferente a LIGO, ya que LIGO es sensible a las ondas gravitacionales de kHz. Pero necesita encontrar formas de aumentar la sensibilidad a las frecuencias de kHz, sin comprometer la respuesta a las frecuencias más bajas, o quizás tener una respuesta sintonizable. Es probable que estas mejoras vengan con un aumento de la potencia del láser y desarrollos en la óptica y los revestimientos de los espejos.

La detección de ondas gravitacionales (GW) está limitada a altas frecuencias por la longitud (o longitud efectiva, con un despliegue astuto de los espejos) y a bajas frecuencias por diversas fuentes de ruido, incluido el "ruido de presión de radiación", que es una consecuencia ineludible del uso de láseres para hacer la detección.

En términos generales, para obtener la máxima sensibilidad a 1 kHz (LIGO es más sensible a 100 Hz), usted hace que la longitud del brazo del interferómetro sea igual a un cuarto de la longitud de onda de GW (o la longitud total de la trayectoria de la luz a ser $ lambda _ { rm GW} / 2 $). Esto asegura que las perturbaciones a la longitud del brazo "se sumen" mientras la luz láser está en tránsito. Por lo tanto, para una frecuencia GW de 1 KHz, eso significa $ L simeq 75 $ km (o un recorrido total de 150 km).

Eso está bien: algo del tamaño de LIGO se puede hacer de manera efectiva tanto tiempo haciendo rebotar la luz arriba y abajo de los brazos unas 10 veces, que es mucho menos que el $ sim 270 $ tiempos que utiliza LIGO para obtener sensibilidad a frecuencias más bajas.

Las fuentes de ruido a 1 kHz se limitan principalmente a un simple "ruido de disparo" debido al número finito de fotones en el rayo láser. Por lo tanto, necesitaría aumentar la potencia en el divisor de haz utilizando un láser más potente para comenzar o empleando técnicas de reciclaje inteligentes para amplificar esa potencia dentro de los brazos del interferómetro.

En LIGO, utilizan un láser con una potencia de unos 40W, dividido en dos brazos. Los brazos de 4 km forman resonadores Fabry Perot que aumentan esto en un factor de 270, pero esa no es la potencia en el divisor de haz. Desde el punto de vista del divisor de haz, los brazos FP son aproximadamente 0,97 veces reflectantes. Para amplificar la potencia en el divisor de haz, coloque un espejo de reciclaje antes del divisor de haz, con una reflectividad de 0,97. Esto permite que toda la potencia se transmita a la cavidad del brazo FP, pero también amplifica la potencia entre el divisor de haz y el espejo de entrada FP en un factor de aproximadamente 35.

En la actualidad, LIGO está ajustado para tener un factor de amplificación alto en los brazos FP y una ganancia de reciclaje de energía modesta, que está limitada por la reflectividad efectiva de la cavidad FP debido a pérdidas en las superficies reflectantes.

Para obtener más potencia en el divisor de haz, mientras manteniendo la sensibilidad a 100 Hz, se necesitarían grandes mejoras en la tecnología de espejos y revestimientos de espejos; mejoras en la estabilidad del láser a alta potencia y el uso inteligente de técnicas de "vacío comprimido" que pueden moldear hasta cierto punto el perfil de frecuencia de ruido, permitiendo mejoras modestas en el ruido de disparo a expensas del ruido de presión de radiación a frecuencias más bajas. Por ejemplo, al minimizar las pérdidas en los espejos, uno podría hacer que los brazos FP sean más reflectantes, lo que permite una mayor ganancia de reciclaje (que va como $ (1-R) ​​^ {- 1} $).

Incluso sin estas mejoras, podría sintonice LIGO para que funcione mejor a 1 kHz, a expensas de su respuesta a frecuencias más bajas. La ganancia de 270 no se realiza a altas frecuencias. Podría reducir esto a alrededor de 20, lo que aumentaría la reflectividad de los brazos FP a aproximadamente 0,997 al reducir las pérdidas (que aumentan con la cantidad de veces que la luz rebota) y luego podría usar un espejo de reciclaje de energía más reflectante y obtener una potencia aumento de reciclaje de 330. Esto le daría un factor de $ sqrt {10} $ en SNR a 1 kHz a costa de perder un factor de 10 de sensibilidad a 100 Hz.

Hay muchos más detalles en la documentación técnica del telescopio de Einstein. Este detector GW de tercera generación propuesto funciona con el mismo principio que LIGO, pero con mejoras. Contará con varios interferómetros en forma de "V" para mejorar su respuesta direccional y eliminar los puntos muertos; utilizará láseres más potentes; operará criogénicamente para mejorar la sensibilidad en bajo frecuencias; tendrá 2 interferómetros dentro de cada juego de brazos, sintonizados para frecuencias bajas y altas respectivamente, como indiqué anteriormente; tendrá brazos de 10 km y utilizará espejos más masivos para reducir los efectos de la presión de radiación y otros ruidos de desplazamiento a bajas frecuencias; y propone grandes avances en tecnología óptica (por ejemplo, pérdidas de espejo a 1 ppm) para aumentar la potencia y obtener una respuesta de alta frecuencia.


Onda gravitacional

Ondas gravitacionales son ondas en la curvatura del espacio-tiempo que se propagan como ondas a la velocidad de la luz, generadas en ciertas interacciones gravitacionales que se propagan hacia afuera desde su fuente. La posibilidad de ondas gravitacionales fue discutida en 1893 por Oliver Heaviside usando la analogía entre la ley del cuadrado inverso en la gravitación y la electricidad. [1] En 1905 Henri Poincaré propuso por primera vez ondas gravitacionales (ondes gravifiques) emanando de un cuerpo y propagándose a la velocidad de la luz requerida por las transformaciones de Lorentz. [2] Predecido en 1916 [3] [4] por Albert Einstein sobre la base de su teoría de la relatividad general, [5] [6] las ondas gravitacionales transportan energía como radiación gravitacional, una forma de energía radiante similar a la radiación electromagnética. [7] Las ondas gravitacionales no pueden existir bajo la ley de gravitación universal de Newton, ya que esa ley se basa en el supuesto de que las interacciones físicas se propagan a una velocidad infinita.

La astronomía de ondas gravitacionales es una rama emergente de la astronomía observacional que tiene como objetivo utilizar ondas gravitacionales para recopilar datos de observación sobre fuentes de ondas gravitacionales detectables, como sistemas estelares binarios compuestos por enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros y eventos como supernovas, y la formación del universo temprano poco después del Big Bang.

El 11 de febrero de 2016, los equipos de Colaboración Científica de LIGO y Colaboración de Virgo anunciaron que habían realizado la primera observación de ondas gravitacionales (con la observación en sí realizada el 14 de septiembre de 2015), que se originaron en un par de agujeros negros fusionados utilizando los detectores LIGO avanzados. . [8] [9] [10] Desde el anuncio inicial, LIGO ha confirmado dos detecciones más (y una potencial) de eventos de ondas gravitacionales. [11] [12] Además de LIGO, se están construyendo otros observatorios (detectores) de ondas gravitacionales. [13]


1. Introducción

Los detectores de ondas gravitacionales (GW) de segunda generación (2G), Advanced LIGO y Advanced Virgo, realmente han abierto una nueva ventana al Universo. La primera detección directa de GW a partir de la coalescencia de un agujero negro binario (BH), en septiembre de 2015 [1], fue un momento histórico y la culminación de décadas de esfuerzos de una gran comunidad. Otro momento histórico fue la primera detección de la coalescencia binaria de una estrella de neutrones (NS), junto con la detección simultánea del estallido de rayos gamma asociado, y la posterior observación de la contraparte electromagnética en todas las bandas del espectro electromagnético [2, 3, 4, 5, 6, 7, 8, 9]. Se han llevado a cabo varias detecciones adicionales desde que, en la medida en que, al nivel actual de sensibilidad de los experimentos 2G, las detecciones de BH-BH tienen lugar semanalmente. Gracias a estas primeras detecciones ya se han obtenido muchos resultados notables en astrofísica y en física fundamental. Para mencionar solo algunos aspectos destacados, la observación de la coalescencia binaria NS-NS GW170817 resolvió el problema de larga data del origen de (al menos algunos) estallidos cortos de rayos gamma [2, 10, 11] las observaciones multibanda del kilonova asociado reveló que las fusiones NS-NS son un sitio para la formación de algunos de los elementos más pesados ​​a través de la nucleosíntesis del proceso r [12, 13, 14, 15] la observación de decenas de coalescencias BH-BH ha revelado una población previamente desconocida de BH de masa estelar, mucho más pesadas que las detectadas mediante la observación de binarias de rayos X [16], y ha demostrado que las binarias BH-BH existen y se fusionan en un tiempo Hubble a una velocidad detectable. Con respecto a la física fundamental, la cosmología y la relatividad general (GR), la observación de los GW y el estallido de rayos gamma del binario NS-NS GW170817 demostró que la velocidad de los GW es la misma que la velocidad de la luz en aproximadamente una parte en 10 15 [5] la señal GW, junto con la determinación electromagnética del corrimiento al rojo de la fuente, proporcionó la primera medición de la constante de Hubble con GWs [17] la cola de la forma de onda del primer evento observado, GW150914, mostró oscilaciones consistentes con la predicción de la Relatividad General para los modos cuasi normales del BH final [18] se podrían probar y acotar varias posibles desviaciones de GR (masa de gravitón, coeficientes post-Newtonianos, relaciones de dispersión modificadas, etc.) [18, 19, 20 ].

Sin embargo, por extraordinarios que sean, estos resultados pueden considerarse solo como un primer paso hacia nuestra exploración del Universo con GW. Los detectores GW de tercera generación (3G), como el Telescopio Einstein (ET) [21], llevarán la revolución de la astronomía de ondas gravitacionales a una plena realización. Gracias a una mejor sensibilidad de un orden de magnitud y una banda de frecuencia accesible más amplia con respecto a los detectores de segunda generación, los detectores 3G nos permitirán abordar una gran cantidad de cuestiones clave relacionadas con la astrofísica, la física fundamental y la cosmología.

Figura 1: Izquierda: alcance astrofísico para binarios no giratorios de igual masa para Advanced LIGO, Einstein Telescope y Cosmic Explorer (de la referencia [22]). Derecha: líneas de relación señal / ruido constante en el plano (masa total, desplazamiento al rojo), para una red de un detector ET y dos detectores CE. Las curvas que se muestran asumen componentes binarios de igual masa (figura cortesía de M. Colpi y A. Mangiagli).

La figura 1 proporciona un ejemplo del extraordinario potencial de los detectores 3G. El panel de la izquierda muestra el alcance del detector, en términos de corrimiento al rojo cosmológico, como una función de la masa total de un binario coalescente. Vemos que la coalescencia de binarios compactos con masa total (20-100) M ⊙, como es típico de los binarios BH-BH o BH-NS, será visible por ET hasta el corrimiento al rojo z ∼ 20 y más, sondeando la era oscura de el Universo que precede al nacimiento de las primeras estrellas. (En particular, las fusiones BH-BH observadas a tales distancias necesariamente tendrían un origen primordial). En comparación, en el catálogo de detecciones de las ejecuciones O1 y O2 Advanced LIGO / Virgo, el evento BH-BH más lejano está en z ≃ 0.5 y, en la sensibilidad final del objetivo, los detectores 2G deberían alcanzar z ≃ 1. El rango de masas de BH accesibles también aumentará en gran medida, como vemos en la Fig. 1, ET podrá detectar BH con masas de hasta varias veces 10 3 M ⊙, hasta z ∼ 1 - 5.

Para los binarios NS-NS, cuya masa total es de alrededor de 3 M ⊙, ET alcanzará z ≃ 2 - 3 en comparación, el GW170817 binario NS-NS estaba en z ≃ 0.01 y, en la sensibilidad final del objetivo, los detectores 2G deberían alcanzar z ≃ 0,2. Las tasas de detección correspondientes serán impresionantes, del orden de 10 5 - 10 6 coalescencias BH-BH y NS-NS por año para un solo detector como ET, dependiendo de la red de instalaciones electromagnéticas que operan en el momento de los detectores 3G, en unos pocos años uno podría recolectar O (10 2 - 10 3) eventos NS-NS GW con contraparte electromagnética observada. La relación señal-ruido de muchos de estos eventos será enorme. El panel derecho en la Fig.1 muestra que, en una red de tres detectores 3G, se puede ver una coalescencia binaria BH-BH con masa total (50 - 100) M ⊙ en z = 10 con una relación señal / ruido de orden 50, y la relación señal-ruido de algunos eventos, aún a distancias cosmológicas, será incluso del orden de 100-200, lo que nos permitirá determinar la forma de la onda gravitacional con una precisión exquisita. La combinación de distancias y masas exploradas, la gran cantidad de detecciones y detecciones con una relación señal / ruido muy alta proporcionará una gran cantidad de datos que tienen el potencial de desencadenar revoluciones en astrofísica, cosmología y física fundamental.

Además de fusionar sistemas binarios, ET podrá detectar varios otros tipos de señales, como fondos estocásticos de GW, señales de púlsares aislados o supernovas, con una sensibilidad que mejora en órdenes de magnitud en comparación con los detectores 2G.

Como veremos, muchos de los posibles logros de ET y otros detectores 3G planificados como Cosmic Explorer en los EE. UU., Solo son posibles a través de ondas gravitacionales. Para otros, los detectores GW son complementarios a las instalaciones que explotan la radiación electromagnética u otros mensajeros, como los neutrinos y los rayos cósmicos. Las observaciones combinadas a través de GW, señales electromagnéticas, neutrinos y / o rayos cósmicos, nos darán una imagen de mensajeros múltiples y más completa de muchos fenómenos energéticos del Universo. De manera esquemática, podemos identificar los siguientes elementos principales como parte del caso científico de ET:

Propiedades de los agujeros negros: origen (estelar vs. primordial), evolución, demografía.

Propiedades de las estrellas de neutrones: estructura interior (QCD a densidades ultraaltas, estados exóticos de la materia), demografía.

Astronomía de mensajeros múltiples: nucleosíntesis, física de chorros, papel de los neutrinos.

Detección de nuevas fuentes astrofísicas de GW: supernovas de colapso del núcleo, estrellas de neutrones aisladas, fondo estocástico de origen astrofísico.

Física fundamental y cosmología

La naturaleza de los objetos compactos: física del horizonte cercano, pruebas del teorema sin pelo, objetos compactos exóticos.

Materia oscura: BH primordiales, nubes de axiones, materia oscura que se acumula en objetos compactos.

Energía oscura y modificaciones de la gravedad a escalas cosmológicas.

Fondos estocásticos de origen cosmológico y conexiones con la física de altas energías (inflación, transiciones de fase, cuerdas cósmicas,…)

Sin embargo, se debe enfatizar que muchas preguntas cruzan las fronteras entre los dominios descritos anteriormente. Por ejemplo, comprender si los BH observados por los detectores de GW son de origen estelar o primordial obviamente tiene un interés astrofísico, pero un origen primordial tendría profundas consecuencias en nuestra comprensión de la física del Universo temprano, la inflación, etc., temas que pertenecen al dominio de cosmología y de física fundamental. Como otro ejemplo, determinar la ecuación de estado en el núcleo de las estrellas de neutrones es de gran importancia tanto en astrofísica como para comprender la teoría de interacciones fuertes, QCD, en el régimen de densidad ultra alta, donde pueden tener lugar las transiciones de fase.

En las siguientes secciones, discutimos brevemente algunos de los aspectos científicos que ET podrá abordar. Concluiremos con un resumen de las preguntas científicas clave en la sección 4, que subyacen en particular a lo que la ciencia puede lograr con un solo observatorio ET.


Información del autor

Afiliaciones

INFN, Sezione di Firenze, 50019, Sesto Fiorentino Firenze, Italia

Università degli Studi di Urbino “Carlo Bo”, 61029, Urbino, Italia

SUPA, Universidad de Glasgow, Glasgow, G12 8QQ, Reino Unido

G. Woan, X. Fan, I. S. Heng y C. Messenger

INFN, Sezione di Roma, Roma, 00185, Italia

P. Astone, A. Colla, S. Frasca, C. Palomba y M. C. Tringali

Universidad de Columbia, Nueva York, NY, 10027, EE. UU.

Università ‘La Sapienza’, Roma, 00185, Italia

A. Colla, S. Frasca y M. C. Tringali

INAF, Osservatorio Astronomico di Brera, Via E. Bianchi 46, 23807, Merate, LC, Italia

INFN, Gruppo Collegato di Trento, Trento, 38050, Povo, Italia

Università di Trento, 38050, Trento, Povo, Italia

Instituto Perimetral de Física Teórica, Waterloo, ON, N2L 2Y5, Canadá

Universidad de Melbourne, Parkville, VIC, 3010, Australia

Universidad Estatal de Utah, Logan, UT, 84322, EE. UU.

Instituto Kavli de Física Cosmológica, Universidad de Chicago, Chicago, IL, 60637, EE. UU.

Theoretisch-Physikalisches Institut, Friedrich-Schiller-Universitat, Max-Wien-Platz 1, 07743, Jena, Alemania

Universidad de Southampton, Southampton, SO17 1BJ, Reino Unido

Universidad de Florida, Gainesville, FL, 32611, EE. UU.

S. Klimenko, V. Necula y V. Tiwari

Universidad de Murcia, 30100, Murcia, España

CIERA y el Departamento de Física y Astronomía, Northwestern University, Evanston, IL, 60208, EE. UU.

Universidad de Birmingham, Birmingham, B15 2TT, Reino Unido

I. Mandel, T. L. Sidery y W. Vousden

INAF, Osservatorio Astronomico di Padova, Vicolo dell’Osservatorio 5, 35122, Padua, Italia

Albert-Einstein-Institut, Max-Planck-Institut fur Gravitationsphysik, 30167, Hannover, Alemania

Leibniz Universitat Hannover, 30167, Hannover, Alemania

La Universidad de Texas en Brownsville, Brownsville, TX, 78520, EE. UU.

Facultad de Física, Universidad de Varsovia, Varsovia, 00-681, Polonia

Centro de Física Teórica, Academia de Ciencias de Polonia, Varsovia, 02-668, Polonia

La Universidad Estatal de Pensilvania, University Park, PA, 16802, EE. UU.

INFN, Sezione di Roma Tor Vergata, Roma, 00133, Italia

Università di Roma Tor Vergata, 00133, Roma, Italia

Centro Nacional de Investigaciones Nucleares, Swierk, Polonia

Centro Internacional de Investigación en Radioastronomía, Universidad Curtin, Perth, WA, Australia

Centro de Excelencia ARC para Astrofísica All-Sky (CAASTRO), Redfern, NSW, Australia

Universidad de Washington, St. Louis, MO, 63130, EE. UU.

INFN, Sezione di Padova, 35131, Padua, Italia

Observatorio LIGO-Livingston, Livingston, LA, 70754, EE. UU.

Departamento de Física y Astronomía "Galileo Galilei", Universidad de Padova, Vicolo dell’Osservatorio 3, 35122, Padua, Italia

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Autor correspondiente


Lectura adicional [editar]

    . Sinfonía inacabada de Einstein. Washington, DC: Joseph Henry Press, 2000.
  • Chakrabarty, Indrajit (1999). "Ondas gravitacionales: una introducción". arXiv: física / 9908041 & # 8239.
  • Landau, L. D. y Lifshitz, E. M., La teoría clásica de los campos (Pergamon Press), 1987.
  • Will, Clifford M. (2014). "El enfrentamiento entre la relatividad general y el experimento". Reseñas vivientes en relatividad. 17 (1): 4. Bibcode: 2014LRR. 17. 4W. arXiv: 1403.7377 y # 8239. doi: 10.12942 / lrr-2014-4 & # 8239.
  • Peter Saulson, Fundamentos de los detectores interferométricos de ondas gravitacionales, World Scientific, 1994.
  • Barish, Barry C. Weiss, Rainer (1999). "LIGO y la detección de ondas gravitacionales". Física hoy. 54 (10): 44. Bibcode: 1999PhT. 52j..44B. doi: 10.1063 / 1.882861.

Por qué es importante

Con respecto a las ondas gravitacionales, creo que he descrito cada descubrimiento de ondas gravitacionales como & # 8220histórico & # 8221 y & # 8220 una nueva era para la astronomía & # 8221 desde su primera detección el 15 de septiembre de 2015, pero la detección de GW170817 bien puede triunfar sobre todo lo que ha venido antes, a pesar de que la señal fue generada por estrellas de neutrones y no por los pesos pesados ​​de los agujeros negros.

Lo que pasa con los agujeros negros es que cuando chocan y se fusionan, no producen necesariamente radiación electromagnética (es decir, luz visible, rayos X o radiación infrarroja). Pueden hacer & # 8220bump & # 8221 en la noche cósmica y ningún ser inteligente con un telescopio convencional lo vería suceder. Pero en el dominio gravitacional, las fusiones de agujeros negros hacen eco en todo el universo, sus ondas gravitacionales viajan a la velocidad de la luz, deformando el espacio-tiempo a medida que se propagan. Para detectar estas ondas & # 8220invisibles & # 8221, debemos construir instrumentos que puedan & # 8220 ver & # 8221 las oscilaciones infinitesimales en el tejido del espacio-tiempo mismo, y aquí es donde entra en juego la interferometría láser.

Se disparan láseres muy precisos a través de túneles de millas de largo en edificios con forma de & # 8220L & # 8221 en los dos detectores LIGO (en Washington y Luisiana) y el detector Virgo cerca de Pisa. Cuando las ondas gravitacionales viajan a través de nosotros, estos interferómetros láser pueden medir las diminutas deformaciones del espacio-tiempo. Cuantos más detectores midan la misma señal significa una observación más precisa y los científicos pueden averiguar dónde (y cuándo) ocurrió la fusión del agujero negro.

Hay muchos más detalles que se pueden obtener de la señal de onda gravitacional de las fusiones de agujeros negros, por supuesto, incluidos los agujeros negros progenitores y las masas # 8217, la masa fusionada, el giro del agujero negro, etc., pero en su mayor parte, las fusiones de agujeros negros. son puramente un asunto gravitacional.

Las estrellas de neutrones, sin embargo, son una bestia diferente y, el 17 de agosto, no fueron solo los detectores de ondas gravitacionales los que midieron una señal de telescopios espaciales a 130 millones de años luz de distancia en busca de explosiones de rayos gamma (GRB). un poderoso estallido de radiación electromagnética en la galaxia de NGC 4993, señalando así el evento único que generó las ondas gravitacionales y el GRB.

Y esto es el & # 8220santa mierda& # 8221 momento.

Como dice Caltech & # 8217s David H. Reitze: & # 8220 Esta detección abre la ventana de un & # 8216multi-messenger & # 8217 astronomía & # 8221 tan esperado. & # 8221

A lo que se refiere Reitze es a que, por primera vez, se han observado ondas gravitacionales y ondas electromagnéticas (en todo el espectro EM) procedentes del mismo evento astrofísico. Las ondas gravitacionales llegaron a la Tierra levemente antes de que el GRB fuera detectado por los telescopios espaciales INTEGRAL de la NASA & # 8217s Fermi y de la ESA & # 8217s. Ambos observatorios espaciales registraron un breve estallido de rayos gamma, un tipo de estallido de alta energía que se teorizó (antes del 17 de agosto) que sería producido por la colisión de estrellas de neutrones.

La creciente familia de agujeros negros fusionados y estrellas de neutrones observada con ondas gravitacionales (LIGO-Virgo / Frank Elavsky / Northwestern University)

Ahora los científicos tienen evidencia observacional de que estos tipos de GRB son producidos por la colisión de estrellas de neutrones, ya que la huella dactilar de la onda gravitacional demuestra sin duda la formación de espirales y la fusión de dos estrellas de neutrones. Esta es una demostración perfecta de la astronomía de múltiples mensajeros donde un evento energético se puede observar simultáneamente en EM y ondas gravitacionales para revelar misterios incalculables del universo y los eventos más energéticos # 8217.


Coloquio Astronómico Conjunto de Heidelberg

120 masas solares. Los límites de esta brecha dependen drásticamente de la evolución de las estrellas masivas y de la eficiencia de la remoción de la envoltura durante el colapso del núcleo. Por otro lado, los procesos dinámicos extremos en densos cúmulos estelares pueden llenar la brecha de masa, a través de múltiples colisiones estelares, intercambios dinámicos y fusiones jerárquicas. Estos procesos podrían construir agujeros negros de masa intermedia con una masa de hasta varios miles de masas solares, especialmente en los cúmulos más masivos y pobres en metales. La evolución de tales fusiones dinámicas a lo largo del tiempo cósmico será uno de los objetivos más emocionantes de los detectores terrestres de próxima generación. El profesor Mapelli está alojado por el profesor Ralf Klessen del instituto ITA ([email protected]). Cualquier persona interesada en más discusiones sobre temas específicos debe comunicarse con el Prof. Klessen para organizar reuniones de seguimiento (virtuales) con el Prof. Mapelli

2-3 donde se espera que los AGN tengan un mayor impacto en la acumulación de masa estelar y presentaré los esfuerzos recientes en nuestro grupo para caracterizar los procesos de retroalimentación en poderosos AGN en escalas CGM en y cerca del mediodía cósmico. En particular, nuestro equipo descubrió recientemente una población única de cuásares luminosos de alta z (ERQ) con propiedades de flujo de salida extremas. Al mismo tiempo, en ese corrimiento al rojo se están descubriendo cada vez más poblaciones de AGN exóticas con firmas extremas. Estas poblaciones son ideales para obtener un censo del balance total de masa y energía tanto del flujo de salida como de la caída / alimentación del MCG, un requisito esencial para sondear el ciclo de retroalimentación completo y detallado. Finalmente, también presentaré el programa JWST ERS & quotQ3D & quot, que estudiará el impacto de tres cuásares luminosos cuidadosamente seleccionados en sus anfitriones. Nuestro programa servirá como un pionero para las investigaciones científicas de JWST en modo IFU.

1, me centraré en las observaciones de ALMA de galaxias con destellos en z

4 que revelan una rotación muy rápida y dispersiones de velocidad sorprendentemente bajas que conducen a valores V / sigma & gt10. Estos resultados, por un lado, proporcionan evidencia dinámica de la evolución de estos sistemas masivos en galaxias locales de tipo temprano, pero por otro lado, plantean nuevos desafíos críticos para nuestra comprensión actual de la formación de galaxias en los primeros tiempos.

-3) con estrellas miembro hasta 8 radios de media luz lejos de la región central. Otros sistemas también contienen estrellas en sus alrededores, lo que sugiere que tales "halos" extendidos pueden no ser infrecuentes entre las galaxias enanas más diminutas, posiblemente siendo una firma de los primeros eventos de fusión entre galaxias en los tiempos más tempranos.

6-14. También discutiré las restricciones combinadas con los cuásares de alto corrimiento al rojo y las galaxias Lyman Break. Finalmente, comentaré la detección reclamada realizada con la antena de banda baja EDGES en z

3-20 que las fuentes continuas UV de marco de reposo correspondientes como las ve el HST. Entre

El 95% del flujo Ly-alfa total observado proviene del componente halo extendido. At the sensitivity level provided by MUSE, a large fraction of the field of view is actually covered with Ly alpha emission from redshifts 3 < z < 6, and I present a spectacular colour image visualising the "Sky in Ly-alpha". Our observations provide direct insights into the spatial distribution of at least partly neutral gas in the circumgalactic medium of low to intermediate mass galaxies at z > 3. I also discuss some implications for the demographics of high-redshift galaxies.

2.5 - 0
Linda Tacconi (MPE, Garching (Germany))
Heidelberg Joint Astronomical Colloquium
Philosophenweg 12, großer Hörsaal
Show/hide abstract

1-3), and subsequent winding down (z<1) of star formation in the Universe are enabling us to illustrate the important role that cold gas, the fuel for star formation, has played in the assembly of galaxies across cosmic time. Modest sized surveys already provide robust molecular gas detections in hundreds to a few thousand star forming galaxies (SFGs), from redshifts 0-3. Furthermore, spatially resolved spectroscopy in both the (sub)mm and NIR wavelengths now enable us to study the detailed kinematics, star formation, and ISM properties in SFGs on few kpc scales. I will discuss the results from these surveys, and place them in the general context of galaxy formation and evolution.

10), gaps and non-axisymmetry seem common, implying that the significant fraction of disks harbor stellar/planetary-mass companions, or planet-forming activity is already triggered.

1 Msun is essential to testing and validating theories of star formation, constraining chemical enrichment models, the frequency of core-collapse supernovae, and interpreting the stellar populations of galaxies across cosmic time. Yet, despite more than 60 years of research, observational constraints on the high-mass IMF remain remarkably uncertain. Widely used high-mass IMFs (e.g., Kroupa) have associated uncertainties approaching an order-of-magnitude, making it virtually impossible to determine if the high-mass IMF varies with respect to environment (e.g., metallicity or star formation intensity) or is “Universal". In this talk, I will present the most precise measurement of the high-mass IMF to date. Using

100 young, resolved star clusters in M31 imaged as part of the Panchromatic Hubble Andromeda Treasury (PHAT) survey, we find the high-mass IMF slope to be Gamma=1.45+/-0.03. Compared to the canonical Kroupa IMF (Gamma=1.3+/-0.7), the high-mass IMF in M31 is 0.15 dex steeper (i.e., fewer massive stars) and represents a factor of

20 improvement in precision. There are no significant trends between the cluster IMF slopes and their ages, masses, and sizes, indicating that the IMF is remarkably “Universal” in this sample of

100 clusters. I will illustrate some of the broader implications of a steeper IMF slope (e.g., on star formation rate indicators, core-collapse supernovae rates) and will conclude by discussing the prospects for precision IMF measurements in other environments.

50pc) are thought to play a critical role in these processes as they host most of the massive star formation occurring in our Galaxy. Detailed observations on scales of clouds can provide important insights on the properties of the star forming interstellar medium and conditions promoting the formation of massive stars. Using such detailed studies of the nearby grand-design spiral galaxy M51 as part of the Pbdi Arcsecond Whirlpool Survey (PAWS) as an example, I will present our current understanding of how the interstellar medium, its molecular component in particular, and star formation relate across galactic disks.

100 most massive galaxies within 100 Mpc. Using integral-field spectroscopy covering 200 pc to 20 kpc scales, we are studying the assembly history of massive galaxies from the supermassive black holes at the center to the dark matter halos on large scales. I will then discuss black hole scaling relations over a large range in galaxy mass, using MASSIVE observations at the high end and megamaser disk galaxies at low mass. If time permits, I will discuss progress on survey planning for the Prime Focus Spectrograph.

2 and likely contributed significantly to the buildup of the Universe’s stellar mass and the formation of high-mass galaxies. However, an ongoing debate lingers as to their evolutionary origins at high-z. While DSFGs locally are known to be merger-driven collisions of gas-rich disk galaxies, some works argue that high-z DSFGs have different origins, and could just be solitary massive gas-rich disks (continually fed star-forming fuel via the gas-rich IGM). Other conflicting evidence argues high-z DSFGs are major mergers, like their local cousins. Solving the debate, as to the origins of high-z DSFGs, requires a careful census and follow-up of DSFGs. I will describe some of the latest observational research on dusty, infrared-luminous galaxies at high-redshift. Specifically, I will focus on: 1. measuring the far-IR/submm contribution to the cosmic star formation rate density out to high-z, and compare it to the optical/UV contribution to infer the universal importance of infrared surveys out to early epochs, 2. observational tools we can use to surmise the physical mechanisms which drive intense star-formation, and 3. how these rare but extreme galaxies can be uniquely useful as probes of some of the most massive structures in the Universe’s cosmic web. My long-term goal is to understand the triggering mechanisms for star formation episodes in extreme, ultraluminous starburst environments, how they relate to star formation in more common ``Milky Way&apos&apos type galaxies at high-redshift, and what the implications are for galaxy evolution at very early times.


THESEUS: A key space mission concept for Multi-Messenger Astrophysics

The recent discovery of the electromagnetic counterpart of the gravitational wave source GW170817, has demonstrated the huge informative power of multi-messenger observations. During the next decade the nascent field of multi-messenger astronomy will mature significantly. Around 2030 and beyond, third generation ground-based gravitational wave detectors will be roughly ten times more sensitive than the current ones. At the same time, neutrino detectors currently upgrading to multi km 3 telescopes, will include a 10 km 3 facility in the Southern hemisphere. In this review, we describe the most promising sources of high frequency gravitational waves and neutrinos that will be detected in the next two decades. In this context, we show the important role of the Transient High Energy Sky and Early Universe Surveyor (THESEUS), a mission concept accepted by ESA for phase A study and proposed by a large international collaboration in response to the call for the Cosmic Vision Programme M5 missions. THESEUS aims at providing a substantial advancement in early Universe science as well as in multi–messenger and time–domain astrophysics, operating in strong synergy with future gravitational wave and neutrino detectors as well as major ground- and space-based telescopes. This review is an extension of the THESEUS white paper (Amati et al., 2017), also in light of the discovery of GW170817/GRB170817A that was announced on October 16th, 2017.


Planets with many neighbors may be the best places to look for life

Planetary families with lots of siblings, like the TRAPPIST-1 exoplanet system shown in this illustration, tend to have more circular orbits than singleton worlds. That could mean they’re better places to look for life.

NOVEMBER 16, 2020 AT 8:00 AM

If you’re looking for life beyond the solar system, there’s strength in numbers.

A new study suggests that systems with multiple planets tend to have rounder orbits than those with just one, indicating a calmer family history. Only child systems and planets with more erratic paths hint at past planetary sibling clashes violent enough to knock orbits askew, or even lead to banishment. A long-lasting abundance of sibling planets might therefore have protected Earth from destructive chaos, and may be part of what made life on Earth possible, says astronomer Uffe Gråe Jørgensen of the Niels Bohr Institute in Copenhagen.

“Is there something other than the Earth’s size and position around the star that is necessary in order for life to develop?” Jørgensen says. “Is it required that there are many planets?”

Most of the 4,000-plus exoplanets discovered to date have elongated, or eccentric, orbits. That marks a striking difference from the neat, circular orbits of the planets in our solar system. Rather than being an oddity, those round orbits are actually perfectly normal — for a system with so many planets packed together , Jørgensen and his Niels Bohr colleague Nanna Bach-Møller report in a paper published online October 30 in the Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society .

Bach-Møller and Jørgensen analyzed the eccentric paths of 1,171 exoplanets orbiting 895 different stars. The duo found a tight correlation between number of planets and orbit shape. The more planets a system has, the more circular their orbits, no matter where you look or what kind of star they orbit.

Earlier, smaller studies also saw a correlation between number of planets and orbit shapes, says astrophysicist Diego Turrini of the Italian National Astrophysics Institute in Rome. Those earlier studies used only a few hundred planets.

“This is a very important confirmation,” Turrini says. “It is providing us an idea of … how likely it is there will be no fight in the family, no destructive events, and your planetary system will remain as it formed … long enough to produce life.”

Systems with as many planets as ours are exceedingly rare, though. Only one known system comes close: the TRAPPIST-1 system , with seven roughly Earth-sized worlds ( SN: 2/22/17 ). Astronomers have found no planetary systems so far, other than ours, with eight or more planets. Extrapolating out to the number of stars expected to have planets in the galaxy, Jørgensen estimates that about 1 percent of planetary systems have as many planets as we do.

“It’s not unique, but the solar system belongs to a rare type of planetary system,” he says.

That could help explain why life seems to be rare in the galaxy, Jørgensen suggests. Exoplanet studies indicate that there are billions of worlds the same size as Earth, whose orbits would make them good places for liquid water. But just being in the so-called “habitable zone” is not enough to make a planet habitable ( SN: 10/4/19 ).

“If there are so many planets where we could in principle live, why are we not teeming with UFOs all the time?” Jørgensen says. “Why do we not get into traffic jams with UFOs?”

The answer might lie in the different histories of planetary systems with eccentric and circular orbits. Theories of solar system formation predict that most planets are born in a disk of gas and dust that encircles a young star. That means young planets should have circular orbits, and all orbit in the same plane as the disk.

“You want the planets to not come too close to each other, otherwise their interactions might destabilize the system,” says Torrini. “The more planets you have the more delicate the equilibrium is.”

Planets that end up on elliptical orbits may have gotten there via violent encounters with neighboring planets, whether direct collisions that break both planets apart or near-misses that toss the planets about ( SN: 2/27/15 ). Some of those encounters may have ejected planets from their planetary systems altogether , possibly explaining why planets with eccentric orbits have fewer siblings ( SN: 3/20/15 ).

Earth’s survival may therefore have depended on its neighbors playing nice for billions of years ( SN: 5/25/05 ). It doesn’t need to have escaped violence altogether, either, Jørgensen says. One popular theory holds that Jupiter and Saturn shifted in their orbits billions of years ago, a reshuffling that knocked the orbits of distant comets askew and send them careening into the inner solar system. Several lines of evidence suggest comets could have brought water to the early Earth ( SN: 5/6/15 ).

“It’s not the Earth that is important,” Jørgensen says. “It’s the whole configuration of the planetary system that’s important for life to originate on an earthlike planet.”

Preguntas o comentarios en este articulo? Envíenos un correo electrónico a [email protected]

CITATIONS

N. Bach-Møller and U. Gråe Jørgensen. Orbital eccentricity-multiplicity correlation for planetary systems and comparison to the solar system . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . Published online October 30, 2020. doi: 10.1093/mnras/staa3321.


Heidelberg Joint Astronomical Colloquium

120 solar masses. The boundaries of this gap drastically depend on massive star evolution and on the efficiency of envelope removal during core collapse. On the other hand, extreme dynamical processes in dense star clusters can fill the mass gap, via multiple stellar collisions, dynamical exchanges and hierarchical mergers. These processes might build up intermediate-mass black holes with mass up to several thousand solar masses, especially in the most metal-poor and massive clusters. The evolution of such dynamical mergers across cosmic time will be one of the most exciting targets of next-generation ground-based detectors. Prof. Mapelli is being hosted by Prof. Ralf Klessen of the ITA institute ([email protected]). Anyone interested in further discussions on specific topics should contact Prof. Klessen to arrange (virtual) follow-up meetings with Prof. Mapelli

2-3 where AGN are expected to impact the build-up of stellar mass the most and I will present recent efforts in our group to characterise feedback processes in powerful AGN on CGM scales at and near Cosmic Noon. In particular, our team recently discovered a unique population of luminous high-z quasars (ERQs) with extreme outflow properties. At the same time, more and more exotic AGN populations with extreme signatures are being discovered at that redshift. These populations are ideal to obtain a census of the overall mass and energy budget of both outflow and infall/feeding from the CGM, an essential requirement to probe the detailed and full feedback loop. Finally, I will also introduce the JWST ERS Program "Q3D" which will study the impact of three carefully selected luminous quasars on their hosts. Our program will serve as a pathfinder for JWST science investigations in IFU mode.

1, I will focus on ALMA observations of starburst galaxies at z

4 that reveal very fast rotation and surprisingly low velocity dispersions leading to V/sigma values >10. These results, on the one hand, provide dynamical evidence of the evolution of these massive systems into local early-type galaxies, but on the other hand, pose new critical challenges to our current understanding of galaxy formation at early times.

-3) with member stars up to 8 half light radii away from the center region. Other systems also contain stars in their outskirts, suggesting that such extended "halos" may not be uncommon among the tinyest dwarf galaxies, possibly being a signature of the very first merger events between galaxies at the earliest times.

6-14. I will also discuss combined constraints with high-redshift quasars and Lyman Break Galaxies. Finally, I will comment on the claimed detection made with the EDGES Low-Band antenna at z

3-20 than the corresponding rest-frame UV continuum sources as seen by HST. Between

95% of the observed total Ly-alpha flux comes from the extended halo component. At the sensitivity level provided by MUSE, a large fraction of the field of view is actually covered with Ly alpha emission from redshifts 3 < z < 6, and I present a spectacular colour image visualising the "Sky in Ly-alpha". Our observations provide direct insights into the spatial distribution of at least partly neutral gas in the circumgalactic medium of low to intermediate mass galaxies at z > 3. I also discuss some implications for the demographics of high-redshift galaxies.

2.5 - 0
Linda Tacconi (MPE, Garching (Germany))
Heidelberg Joint Astronomical Colloquium
Philosophenweg 12, großer Hörsaal
Show/hide abstract

1-3), and subsequent winding down (z<1) of star formation in the Universe are enabling us to illustrate the important role that cold gas, the fuel for star formation, has played in the assembly of galaxies across cosmic time. Modest sized surveys already provide robust molecular gas detections in hundreds to a few thousand star forming galaxies (SFGs), from redshifts 0-3. Furthermore, spatially resolved spectroscopy in both the (sub)mm and NIR wavelengths now enable us to study the detailed kinematics, star formation, and ISM properties in SFGs on few kpc scales. I will discuss the results from these surveys, and place them in the general context of galaxy formation and evolution.

10), gaps and non-axisymmetry seem common, implying that the significant fraction of disks harbor stellar/planetary-mass companions, or planet-forming activity is already triggered.

1 Msun is essential to testing and validating theories of star formation, constraining chemical enrichment models, the frequency of core-collapse supernovae, and interpreting the stellar populations of galaxies across cosmic time. Yet, despite more than 60 years of research, observational constraints on the high-mass IMF remain remarkably uncertain. Widely used high-mass IMFs (e.g., Kroupa) have associated uncertainties approaching an order-of-magnitude, making it virtually impossible to determine if the high-mass IMF varies with respect to environment (e.g., metallicity or star formation intensity) or is “Universal". In this talk, I will present the most precise measurement of the high-mass IMF to date. Using

100 young, resolved star clusters in M31 imaged as part of the Panchromatic Hubble Andromeda Treasury (PHAT) survey, we find the high-mass IMF slope to be Gamma=1.45+/-0.03. Compared to the canonical Kroupa IMF (Gamma=1.3+/-0.7), the high-mass IMF in M31 is 0.15 dex steeper (i.e., fewer massive stars) and represents a factor of

20 improvement in precision. There are no significant trends between the cluster IMF slopes and their ages, masses, and sizes, indicating that the IMF is remarkably “Universal” in this sample of

100 clusters. I will illustrate some of the broader implications of a steeper IMF slope (e.g., on star formation rate indicators, core-collapse supernovae rates) and will conclude by discussing the prospects for precision IMF measurements in other environments.

50pc) are thought to play a critical role in these processes as they host most of the massive star formation occurring in our Galaxy. Detailed observations on scales of clouds can provide important insights on the properties of the star forming interstellar medium and conditions promoting the formation of massive stars. Using such detailed studies of the nearby grand-design spiral galaxy M51 as part of the Pbdi Arcsecond Whirlpool Survey (PAWS) as an example, I will present our current understanding of how the interstellar medium, its molecular component in particular, and star formation relate across galactic disks.

100 most massive galaxies within 100 Mpc. Using integral-field spectroscopy covering 200 pc to 20 kpc scales, we are studying the assembly history of massive galaxies from the supermassive black holes at the center to the dark matter halos on large scales. I will then discuss black hole scaling relations over a large range in galaxy mass, using MASSIVE observations at the high end and megamaser disk galaxies at low mass. If time permits, I will discuss progress on survey planning for the Prime Focus Spectrograph.

2 and likely contributed significantly to the buildup of the Universe’s stellar mass and the formation of high-mass galaxies. However, an ongoing debate lingers as to their evolutionary origins at high-z. While DSFGs locally are known to be merger-driven collisions of gas-rich disk galaxies, some works argue that high-z DSFGs have different origins, and could just be solitary massive gas-rich disks (continually fed star-forming fuel via the gas-rich IGM). Other conflicting evidence argues high-z DSFGs are major mergers, like their local cousins. Solving the debate, as to the origins of high-z DSFGs, requires a careful census and follow-up of DSFGs. I will describe some of the latest observational research on dusty, infrared-luminous galaxies at high-redshift. Specifically, I will focus on: 1. measuring the far-IR/submm contribution to the cosmic star formation rate density out to high-z, and compare it to the optical/UV contribution to infer the universal importance of infrared surveys out to early epochs, 2. observational tools we can use to surmise the physical mechanisms which drive intense star-formation, and 3. how these rare but extreme galaxies can be uniquely useful as probes of some of the most massive structures in the Universe’s cosmic web. My long-term goal is to understand the triggering mechanisms for star formation episodes in extreme, ultraluminous starburst environments, how they relate to star formation in more common ``Milky Way&apos&apos type galaxies at high-redshift, and what the implications are for galaxy evolution at very early times.