Guia del viatger interestel·lar

Cròniques de l'univers violent

doi: 10.7203/metode.7.8821

L’univers, a diferència del que podria semblar des del nostre punt de vista, és extremadament violent. Les explosions d’estels massius, els estels binaris de raigs X i raigs gamma i les galàxies actives són processos relacionats amb la presència d’objectes compactes, ja siguen estels de neutrons o forats negres. Processos com l’acreció de matèria o la formació i llançament de dolls de plasma són responsables de la generació de grans quantitats de radiació d’alta energia, a causa de l’acceleració de les partícules elementals, i tenen un impacte rellevant en els seus entorns. A més, estan relacionats amb la generació d’ones gravitatòries, vibracions en l’espaitemps produïdes per l’acceleració d’objectes compactes massius que produeixen fortes curvatures. Aquests sistemes s’estudien en el marc de la teoria de la relativitat especial i general. En aquest article es resumeixen alguns dels escenaris astrofísics més extrems coneguts, i s’ofereixen descripcions breus del que en coneixem en l’actualitat.

Paraules clau: relativitat, forats negres, estels de neutrons, galàxies actives, hidrodinàmica.

Des d’aquest el nostre racó observem l’univers com qui, no havent eixit mai del seu terrer, mira des de la distància i jutja tot allò que succeeix en altres llocs amb els mateixos criteris amb què jutja les coses de casa. I aquests processos no són observats de manera objectiva, sinó que passen pel filtre de la lent que ens posen els nostres condicionants externs. Heus ací l’error: mirem cap amunt sense adonar-nos que si de cas ens plantegem alguna cosa és perquè existim i tenim consciència i intel·ligència. Consciència de ser i intel·ligència per a la reflexió. Però encara cometem un error més greu si pensem que podem extrapolar les nostres condicions a qualsevol lloc de l’univers: si nosaltres existim i tenim consciència és perquè no s’ha donat cap esdeveniment astronòmic terrible en el nostre entorn en els últims milions d’anys. Dit això sense ànim de dramatitzar, sinó simplement de descriure aspectes rellevants. Val a dir que vivim en una galàxia relativament tranquil·la i la població estel·lar del nostre entorn no sembla gaire violenta.

«Si existim i tenim consciència és perquè no s’ha donat cap esdeveniment astronòmic terrible en el nostre entorn en els últims milions d’anys»

Però l’univers és violent (i moralment neutre, com afegia encertadament aquell personatge de Woody Allen de la pel·lícula Setembre), i si la vida s’ha desenvolupat en aquest petit planeta nostre és gràcies al fet que, per exemple, no hi havia cap font de raigs gamma (la radiació més energètica), ja fóra persistent, o esporàdicament i extremadament potent, relativament prop. O també perquè el nostre estel no és prou massiu per a exhaurir la fase de fusió d’hidrogen en tan sols alguns milions d’anys per a després morir en una explosió violenta.

Hi ha, curiosament, un aspecte que relaciona la majoria dels escenaris astrofísics en què es produeixen fenòmens molt energètics o violents: la presència o formació d’objectes compactes. En astrofísica entenem per objecte compacte aquell que és massiu i (relativament) petit. Precisament aquells en què la descripció newtoniana de la gravetat i la mecànica clàssica deixen de ser vàlides i es fa necessària la descripció geomètrica de la gravitació que va publicar Albert Einstein en 1915. El camp de l’astrofísica que es dedica a estudiar-los, a més de tots els processos que es produeixen tant en la seua formació com, una vegada formats, al seu voltant, es coneix des dels anys seixanta del segle XX com a «astrofísica relativista» (Shapiro i Teukolsky, 1983/2007).

«Hi ha evidències que apunten a la presència de forats negres supermassius en el nucli de galàxies i quàsars»Aquest camp va créixer de la mà del desenvolupament de l’astronomia més enllà de l’espectre òptic, ja que aquesta estreta finestra a través de la qual el nostre ull i els nostres telescopis tradicionals observen el cel no revela tota la informació que ens arriba del cosmos. A més, no és en aquesta banda on es detecten principalment els fenòmens associats a l’astrofísica relativista. En aquests escenaris, partícules com els electrons, o la seua antipartícula, el positró, són accelerades a velocitats molt pròximes a la de la llum, i arriben a tenir una energia total d’uns quants ordres de magnitud el valor de la seua energia en repòs. Les partícules que adquireixen aquestes energies emeten radiació des de les ones de ràdio fins als raigs gamma, depenent del procés mitjançant el qual radien. Novament, la mecànica clàssica no ens val i recorrem a la teoria de la relativitat especial d’Einstein de 1905.

Evidències observacionals: Els nuclis galàctics

Aquests escenaris extrems es donen ben sovint en presència d’objectes compactes relacionats amb les últimes fases de l’evolució estel·lar (nans blancs, estels de neutrons i forats negres). A escales molt majors, hi ha evidències que apunten a la presència de forats negres supermassius en el nucli de galàxies i quàsars (Netzer, 2013). Tant els nans blancs com els estels de neutrons han estat directament observats en diferents bandes de l’espectre electromagnètic. No obstant això, en el cas dels forats negres, l’observació directa és òbviament impossible, ja que la curvatura que produeixen en l’espaitemps atrapa fins i tot la llum. Podem dir que l’interior del forat es troba causalment desconnectat de l’exterior. A la superfície que separa l’«interior» de l’«exterior» se la coneix com «horitzó de successos». No obstant això, les prediccions teòriques ens diuen que hi ha diverses formes de detectar-los de manera indirecta i les observacions d’alta resolució així ho confirmen.

Per exemple, l’efecte Doppler de la llum que ens arriba des d’emissors en moviment (similar a l’efecte Doppler de les ones sonores) ha permès realitzar mesures directes de períodes orbitals d’estels en un sistema binari o dels períodes dels seus canvis de brillantor, i amb això mesurar la massa de l’objecte invisible que els acompanya. En molts d’aquests sistemes, l’objecte compacte (siga un estel de neutrons o un forat negre) pot atraure el gas de les capes externes de l’estel company. En aquest procés de canibalització estel·lar es produeix radiació d’alta energia en forma de raigs X, així com de raigs gamma en alguns casos.

«Una de les claus per a l’observació d’un forat negre és la curvatura que produeix en els raigs de llum que passen pel seu entorn»

Pel que fa als forats negres en els centres de les galàxies, la teoria ens diu que es dóna una «dilatació temporal» en regions de l’espaitemps corbades per un objecte massiu respecte a regions circumdants sense curvatura. Aquesta «dilatació» produeix un desplaçament al roig de la radiació electromagnètica. En conseqüència, aquesta arriba a un observador llunyà amb una freqüència menor a la d’emissió (a causa d’aquesta dilatació temporal) i per tant amb una longitud d’ona major, més roja. Aquest exemple ha sigut observat en els centres de galàxies actives, en línies d’emissió (línia K-alfa del ferro) que s’eixamplen més cap al roig que cap al blau, la qual cosa indica clarament un desplaçament al roig gravitacional.

En el cas del centre de la Via Làctia tenim una evidència encara major: l’estudi de les òrbites de diferents estels al voltant d’un mateix punt ha permès una descripció kepleriana d’aquestes (igual com la d’un planeta al voltant d’un estel) al voltant d’un objecte compacte i invisible d’uns quatre milions de masses solars (vegeu la figura 1), és a dir, un forat negre supermassiu, conegut com Sagitari A*. Tot i això, ara mateix es desenvolupen nous detectors que poden donar-nos una imatge clara de l’entorn més immediat del suposat forat negre. En aquesta línia trobem per exemple l’Event Horizon Telescope (EHT), un observatori interferomètric1 a longituds d’ona mil·limètriques format per radiotelescopis ubicats a Xile, Hawaii, Arizona, Espanya, França i l’Antàrtida. O també un nou experiment que es durà a terme en el Very Large Telescope (VLT), un conjunt de telescopis òptics i infrarojos ubicats a Xile. S’espera que aquests dos observatoris, juntament amb futurs instruments com el Square Kilometer Array, permeten observar el contorn del forat negre, la qual cosa es coneix com la seua «ombra» (vegeu, per exemple, Goddi et al., 2016), pròximament.

Figura 1. El seguiment dels estels més pròxims al centre de la nostra galàxia mitjançant telescopis infrarojos (VLT i Keck) durant dues dècades ha permès dibuixar-ne perfectament les òrbites i calcular la massa de l’objecte central al voltant del qual orbiten. La imatge mostra l’òrbita de l’estel més pròxim a l’objecte supermassiu (a l’esquerra) i la seua velocitat radial (a la dreta). Els punts blaus corresponen a mesures realitzades amb el VLT, mentre que els rojos corresponen a mesures realitzades amb el telescopi Keck. Les creus indiquen les barres d’error en la mesura de la ubicació de l’objecte. La posició de Sagitari A* es marca amb un cercle negre, per al qual s’ha calculat una massa de quatre milions de masses solars. / Genzel, R., Eisenhauer, F., & Gillessen, S. (2010)

Una de les claus per a l’observació indirecta d’un forat negre és la curvatura que produeix en els raigs de llum que passen pel seu entorn. L’experiment de Sir Arthur Eddington el 1919 durant un eclipsi de Sol va demostrar que aquest efecte predit per la teoria de la relativitat general era correcte. En el cas dels forats negres, la curvatura extrema dels raigs de llum emesa en els seus voltants, per exemple des del disc de matèria que hi cau a sobre, li donaria una aparença com la mostrada en la figura 2, molt semblant a la imatge popularitzada en la pel·lícula Interstellar del fictici forat negre Gargantua. L’observació del forat negre del centre de la nostra galàxia Sagitari A*, és possible ja que és el més pròxim a nosaltres, encara que es necessitaran observacions molt precises per a percebre’n l’ombra. De fet, la seua grandària angular en el cel és d’uns 37 microsegons d’arc, la grandària equivalent aproximada a observar des de la Terra una pilota de frontó sobre la Lluna o a observar un bacteri a 20 km de distància.

Figura 2. La imatge mostra l’«ombra» d’un forat negre en rotació calculada mitjançant simulacions numèriques. S’espera que els nous detectors com l’EHT o l’experiment Gravity del VLT ens proporcionaran imatges d’aquesta regió per al forat negre supermassiu del centre de la Via Làctia, Sagitari A*, en un futur pròxim. / Moscibrodzka, M., Falcke, H., Shiokawa, H., & Gammie, C. F. (2014)

Encara que tots els escenaris que hem descrit s’observen a la nostra galàxia, el terme «astrofísica relativista» no va sorgir entorn a observacions d’objectes galàctics, sinó que es va utilitzar per primera vegada en el marc del descobriment dels quàsars. El 1962, Maarten Schmidt va anunciar la detecció de línies espectrals d’hidrogen en l’espectre del quàsar 3C273. Es tractava de línies d’emissió clarament desplaçades al roig, la qual cosa indicava que 3C273 és una font llunyana, extragalàctica, tenint en compte la llei de Hubble. Prompte es va deduir que es tractava d’una galàxia, i que la seua aparença quasiestel·lar (d’ací el nom quasi stellar object, QSO, o quasar per a les fonts que emeten en ràdio) es devia al fet que la major part de la radiació que en rebem es produeix en una regió petita d’aquesta. En aquest cas, un forat negre supermassiu, amb prop de cent o mil vegades més massa que Sagitari A* (és a dir, de cent mil a mil milions de masses solars) situat en el centre d’una galàxia, atrapa matèria d’un disc de gas que s’ha format al seu voltant. El ritme de caiguda de matèria sobre el forat és de prop d’una massa solar o una fracció d’aquesta per any. Aquesta quantitat de matèria produeix quantitats d’energia comparables a la conversió de la massa de la Terra en energia (E0 = m c2~1040-41 J)2 cada segon.

Els fenòmens més violents dels cosmos: supernoves i erupcions de raigs gamma

Al final de la seua evolució termonuclear, els estels amb una massa inicial entre 9 i 30 masses solars (on una massa solar equival a 1.989 1030 kg) no són capaços de produir suficient energia en el seu interior per a sostenir la seua massa. Així doncs, l’estel es col·lapsa sobre si mateix. Aquest col·lapse s’atura quan la matèria assoleix densitats superiors a les dels nuclis atòmics (~1017 kg/ m3), i es forma un estels de neutrons. Si els estels progenitors d’aquest procés són prou massius, el col·lapse pot no aturar-se i donar com resultat la formació d’un forat negre. En un estel de neutrons la matèria està tan comprimida que una cullerada tindria una massa superior a 100 milions de tones.

Després de l’aturada brusca del col·lapse en aquest objecte central compacte, es produeix un violent rebot en què s’allibera una energia (gravitacional) d’aproximadament 1046 J, mitjançant una ona de xoc que empeny les capes externes de l’estel i produeix l’explosió supernova. La dinàmica d’aquest procés extrem només es pot estudiar fent-ne una descripció relativista del mateix i el càlcul numèric amb superordinadors. Els laboratoris virtuals que ens proporcionen els superordinadors ens permeten escrutar escenaris impossibles de reproduir en laboratoris (vegeu, per exemple, Janka, 2012).

«El resultat d’una explosió supernova pot ser la formació d’un forat negre»

Tal com hem anticipat, el resultat d’aquestes explosions tan violentes pot ser la formació d’un estel de neutrons o un forat negre. Les primeres tenen un ràdio unes cent mil vegades menor que el del Sol (que és de 6,96 de 108 m) i, per tant, un potencial gravitatori de superfície molt major i una velocitat d’escapament aproximadament la tercera part de la velocitat de la llum. Els estels de neutrons ens en continuen ocultant la composició interna i les propietats termodinàmiques. Aquests aspectes s’estudien també a través de simulacions numèriques, perquè els resultats obtinguts variant paràmetres crítics dels models teòrics poden ser comparats amb propietats observacionals (per exemple, les oscil·lacions superficials d’aquests estels). A més, alguns estels de neutrons (els púlsars) emeten ràpids polsos de radiació en freqüències de ràdio a causa d’una combinació d’altes velocitats de rotació i intensos camps magnètics en la seua superfície. El primer va ser observat el 1967 per Jocelyn Bell i Antony Hewish (Hewish, Bell, Pilkington, Scott i Collins, 1968). Finalment, alguns estels de neutrons s’observen indirectament com a fonts periòdiques de raigs X o raigs gamma en sistemes d’estels binaris, on una de les components del sistema és precisament un d’aquests objectes compactes.

«Les erupcions de raigs gamma podrien destruir la nostra atmosfera si s’esdevingueren en regions pròximes a la galàxia»

En el col·lapse d’un estel de gran massa i la posterior formació d’un forat negre, o en els instants finals de la col·lisió en espiral de dos estels de neutrons que formen un sistema binari en què els dos estels ja han passat per l’explosió supernova, es produeix un dels fenòmens energèticament més violents del cosmos: les erupcions de raigs gamma. En funció de la duració, es classifiquen en dos grups:  els esclats de llarga duració (~ 20 s) associats amb un col·lapse estel·lar «fallit» (el que es coneix com model col·lapsar, ja que no es forma un estel de neutrons) i els esclats de duració curta (~ 0,2 s) associats amb la col·lisió de dos objectes compactes. Per fortuna per a la vida en la Terra, aquestes erupcions de raigs gamma són esdeveniments extragalàctics que només s’observen a distàncies cosmològiques (bilions d’anys llum), ja que podrien destruir la nostra atmosfera si s’esdevingueren en regions pròximes a la galàxia (Piran i Jiménez, 2014). El fet que s’observen a tan grans distàncies implica que es tracta d’un fenomen extremadament brillant en el qual s’alliberen ingents quantitats d’energia en forma de raigs gamma, de prop de 1044 J. En el temps que dura una erupció d’aquest tipus es podria estar transformant en radiació gamma l’equivalent a una massa solar. Aquesta radiació no s’emet de manera isòtropa, sinó col·limada en la direcció de propagació de les partícules. Es tracta d’un conegut efecte relativista que és causat per la propagació de les partícules a velocitats pròximes a la de la llum formant un jet. Així doncs, la radiació s’emet focalitzada al larg d’un feix estret. Les estimacions realitzades indiquen que les partícules es propaguen a velocitats superiors a 0,9999 c, essent c la velocitat de la llum (Gehrels, Ramírez-Ruiz i Fox, 2009).

Els monstres més temibles

El físic alemany Karl Schwarzschild va obtenir la primera solució de les equacions d’Einstein tot just un mes després de la publicació de la teoria de la relativitat general el 1916. Aquesta solució proporciona la distribució del camp gravitatori estàtic en l’exterior d’un objecte massiu amb simetria esfèrica i en absència de càrregues elèctriques. La solució ofereix la rellevant (i singular) conclusió que per a cada massa distribuïda en una esfera hi ha un radi per sota del qual ni tan sols la llum pot escapar de la superfície corresponent, és a dir, anuncia la possibilitat de l’existència de forats negres. Posteriorment, el 1963, el matemàtic neozelandès Roy Patrick Kerr va obtenir una nova solució afegint la possibilitat de rotació de l’objecte a la solució de Schwarzschild. Aquest tipus de solucions defineixen el que es denomina mètrica d’un espaitemps, ja que determinen les relacions temporals i espacials entre els esdeveniments d’aquest. La derivació de la mètrica de Kerr no sols va ser contemporània al treball de M. Schmidt sobre els quàsars, sinó que aquesta solució es va convertir en la base teòrica amb què poder explicar la generació d’energia en tals objectes.

En efecte, la captura de matèria per un forat negre de Kerr pot convertir la regió que l’envolta en una intensa font de radiació. Aquest procés, que es coneix com «acreixement», ocorre típicament a través d’un disc de matèria en rotació. La viscositat en el disc provoca que les partícules perden energia i escalfen el disc mentre cauen cap a l’horitzó de successos del forat. L’energia alliberada per unitat de massa en aquest procés és deu vegades major que la que s’allibera en la fusió nuclear en el nucli dels estels (~ 0,07 c2) en el cas de forats negres de Schwarzschild i pot arribar fins a un 40 % de la massa en repòs de cada partícula en el cas dels forats negres de Kerr. Aquesta alta eficiència proporciona un model teòric robust per a explicar l’activitat galàctica, de la qual els quàsars són un cas arquetípic. Part d’aquesta energia s’allibera en forma de radiació en una regió relativament petita al voltant d’un forat negre supermassiu (vegeu Netzer, 2013).

És precisament pels voltants dels forats negres supermassius on es formen dolls de matèria i energia que es propaguen a velocitats pròximes a la de la llum al llarg de l’eix de rotació de l’objecte central. Aquests dolls recorren distàncies enormes, que travessen tota la galàxia progenitora, i alteren la posterior evolució de la galàxia i el seu entorn (vegeu la figura 3). La formació dels dolls relativistes està associada a l’extracció d’energia del sistema: energia provinent de la rotació del forat negre sobre si mateix (mecanisme de Blandford-Znajek; Blandford i Znajek, 1977) o de la rotació del disc al seu voltant (mecanisme de Blandford-Payne; Blandford i Payne, 1982). Una de les propietats observacionals d’aquests dolls és que algunes zones d’emissió intensa en ràdio es propaguen de manera aparent a velocitats superiors a la de la llum. Aquesta il·lusió òptica es produeix quan la matèria es mou a velocitats molt pròximes (però inferiors) a aquesta velocitat límit, acostant-se quasi frontalment a l’observador. Aquest fenomen ha estat observat en moltes radiogalàxies i quàsars, i s’han mesurat valors de fins a cinquanta vegades la velocitat de la llum per a aquesta velocitat aparent.

Es desconeix encara el mecanisme de formació dels forats negres de gran massa. Les teories actuals inclouen la formació pel col·lapse inicial d’estels de gran massa, o el col·lapse de grans núvols de gas en el centre de les protogalàxies en edats primerenques de l’univers. Sí que hi ha consens que l’augment de massa que experimenten amb el temps és degut a la fusió amb altres forats de la mateixa grandària i a l’acreixement de gas i estels.

En la nostra pròpia galàxia hi ha versions reduïdes d’aquest tipus de sistema, relacionades amb els estels binaris en què una d’aquestes explota com a supernova al final de la seua fase termonuclear. Quan es forma el nou estel de neutrons o forat negre, es pot donar el procés d’atracció de les capes externes de l’estel company, encara en fase termonuclear, per part del nou objecte compacte. La caiguda de material sobre aquest genera emissió en raigs X i també la formació de dolls relativistes que impacten amb el medi interestel·lar i que emeten en ràdio. Els dolls formats en binàries també són candidats a ser fonts de radiació gamma en alguns casos. En la nostra galàxia coneixem una vintena d’aquest tipus d’objectes, situats a milers d’anys llum, un dels quals és el que va proporcionar les primeres evidències indirectes de l’existència dels forats negres: ­Cygnus X-1 (Bolton, 1972; Webster i Murdin, 1972).

«La radiació gravitatòria s’associa a ondulacions de la curvatura del mateix espaitemps; és a dir, oscil·lacions del teixit de l’univers que es propaguen a la velocitat de la llum»

Una nova finestra a l’univers extrem

La radiació gravitatòria també és una conseqüència de la teoria de la relativitat general. Aquesta radiació s’associa a ondulacions de la curvatura del mateix espaitemps, és a dir, oscil·lacions del teixit de l’univers que es propaguen a la velocitat de la llum transportant informació sobre les fonts astronòmiques que les originen. La radiació gravitatòria pot ser produïda a nivells detectables per l’acceleració de grans masses compactes, com en les col·lisions de forats negres o estels de neutrons, o en la formació d’aquests objectes, perquè aquests processos originen intenses deformacions de l’espaitemps. El passat mes de setembre de 2015 es va aconseguir detectar per primera vegada aquest tipus de radiació (detecció GW150914, Abbott et al., 2016; vegeu la figura 4). De la informació obtinguda es va poder deduir que la radiació gravitatòria detectada va ser originada durant els últims instants (mil·lisegons) de la col·lisió en espiral de dos forats negres de Kerr en un sistema binari. Aquests objectes tenien unes 36 i 29 masses solars respectivament en el moment de la col·lisió i en el procés es va alliberar una energia equivalent a 3 masses solars en forma de radiació gravitatòria. En aquest tipus de sistemes, en els quals dos objectes compactes s’acceleren mútuament, l’emissió d’ones gravitatòries extrau energia i moment angular del sistema, de manera que els objectes acaben caient un sobre l’altre, i es produeix llavors una enorme distorsió de l’espaitemps en el moment del col·lapse. Així, cada tipus de col·lapse produeix un senyal diferent, les formes d’ona teòriques del qual són construïdes utilitzant tant aproximacions teòriques per a la fase d’acostament (en espiral) dels objectes com simulacions numèriques de les equacions d’Einstein en la fase de fusió dels dos objectes.

Figura 4. Primer senyal d’ones gravitatòries, GW150914, detectat per Advanced LIGO, al setembre de 2015. La línia blava (L1) mostra el senyal rebut pel detector de Livingson (Louisiana, EUA), mentre que la línia roja (H1) mostra el senyal rebut en Hanford, en l’estat de Washington (EUA), de la mateixa detecció. Aquest senyal històric obre una nova finestra a l’univers i inicia una nova revolució en l’astrofísica i la cosmologia, comparable a la que va representar en el segle XX el desenvolupament de l’astronomia en tot l’espectre electromagnètic. / Abbott et al. (2016)

«Els nous descobriments segurament influiran en la nostra manera d’entendre l’univers, així com en el pensament modern»

L’observació de GW150914 ha aportat la primera evidència directa de l’existència de forats negres de Kerr, predits teòricament l’any 1963. Les ones gravitatòries només havien estat «detectades» amb anterioritat de manera indirecta, en connexió amb el descobriment el 1974 del púlsar binari PSR 1913+16 per Russell Hulse i Joseph Taylor (1975). En aquest cas, es va rela­cionar la mesura precisa de la disminució del període orbital del sistema amb la pèrdua energètica deguda a l’emissió de radiació gravitatòria. Una segona detecció directa el dia 26 de desembre de 2015 (GW151226) permet afirmar que ens trobem davant de l’inici d’una nova revolució en la nostra comprensió de l’univers.

Figura 5. Representació esquemàtica d’un interferòmetre Michelson-Morley amb cavitats ressonants Fabry-Perot, com els utilitzats pels detectors Advanced Virgo i Advanced LIGO. Les forces de marea associades amb el pas d’una ona gravitatòria modifiquen infinitessimalment la distància entre les masses prova, per la qual cosa el feix de làser (que ha estat subdividit en dos en el divisor de feix) tarda temps diferents a recórrer cada braç del detector. D’aquesta manera, en recol·limar el feix a l’eixida de l’interferòmetre, es produeix una interferència no perfectament destructiva que és captada com a franges d’interferència pel fotodetector. / LIGO

El detector que va tenir l’honor d’obrir aquesta nova finestra a l’univers més extrem amb les dues primeres deteccions és Advanced LIGO. Aquest detector, igual com els instruments Advanced Virgo i KAGRA, és un interferòmetre Michelson-Morley (figura 5) a escala quilomètrica amb què poden mesurar-se variacions de longitud extraordinàriament petites.3 Aquestes distàncies són comparables a mesurar la distància Terra-Sol amb una precisió de l’ordre de la grandària d’un nucli atòmic. Pel seu disseny, aquests detectors són sensibles a les freqüències típiques de la radiació gravitatòria produïda en les explosions supernova o en la col·lisió d’estels de neutrons o forats negres de massa estel·lar (~ 50-2000 Hz). El futur interferòmetre espacial eLISA serà sensible a les freqüències de la radiació gravitatòria emesa en la col·lisió de nans blancs o en captures d’objectes de massa estel·lar per forats negres supermassius (mHz-Hz). També hi ha detectors basats en el mesurament precís dels períodes de rotació dels púlsars (pulsar timing), com IPTA o el futur SKA, sensibles a freqüències ultrabaixes (nHz) (vegeu, per exemple, Font et al., 2015, i referències allí citades). Tots aquests detectors obren un nou espectre en què observar l’univers, noves finestres, de la mateixa manera que en el segle XX es va desenvolupar l’astronomia més enllà de la banda òptica de l’espectre electromagnètic. I, de la mateixa manera, els nous descobriments segurament influiran en la nostra manera d’entendre l’univers, així com en el pensament modern, igual com ho van fer els que es van realitzar al llarg del segle passat.

1. La interferometria és una tècnica que consisteix en l'observació d’un objecte amb diferents detectors separats entre si per a aconseguir una observació equivalent a aquella que s'obtendria amb un detector tan gran com la distància que els separa. En el cas d'antenes separades per distàncies continentals, açò representa l'equivalent a tenir un telescopi amb una grandària de milers de quilòmetres. (Tornar al text)
2. 1 J = 1 kg m2/s2, unitat internacional d’energia. (Tornar al text)
3. L’efecte de les forces de marea –dilatacions i contraccions espaciotemporals amb un efecte semblant al de les marees terrestres– originades per les ones gravitacionals en masses de prova és minúscul. (Tornar al text)

REFERÈNCIES

Abbott, B. P., Abbott, R., Abbott, T. D., Abernathy, M. R., Acernese, F., ­Ackley, K., … Zweizig, J. (2016). Observation of gravitational waves from a binary black hole merger. Physical Review Letters, 116(6), 061102. doi: 10.1103/PhysRevLett.116.061102

Blandford, R. D., & Payne, D. G. (1982). Hydromagnetic flows from accretion discs and the production of radio jets. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 199(4), 883–903. doi: 10.1093/mnras/199.4.883

Blandford, R. D., & Znajek, R. L. (1977). Electromagnetic extraction of energy from Kerr black holes. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 179(3), 433–456. doi: 10.1093/mnras/179.3.433

Bolton, C. T. (1972). Identification of Cygnus X-1 with HDE 226868. Nature, 235, 271–273. doi: 10.1038/235271b0

Font, J. A., Sintes, A. M., & Sopuerta, C. F. (2015). Gravitational waves with the SKA. En M. A. Pérez-Torres (Ed.), The Spanish Square Kilometer Array white book (pp. 29–36). Barcelona: Sociedad Española de Astronomía. Consultat en: https://arxiv.org/abs/1506.03474

Gehrels, N., Ramírez-Ruiz, E., & Fox., D. B.  (2009). Gamma-ray bursts in the Swift era. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 567–617. doi: 10.1146/annurev.astro.46.060407.145147

Genzel, R., Eisenhauer, F., & Gillessen, S. (2010). The Galactic Center massive black hole and nuclear star cluster. Reviews of Modern Physics, 82, 3121–1395. doi: 10.1103/RevModPhys.82.3121

Goddi, C., Falcke, H., Kramer, M., Rezzolla, L., Brinkerink, T., Bronzwaer, T., ... Zhidenko, A. (2016). BlackHoleCam: Fundamental physics of the galactic center. International Journal of Modern Physics D, 1730001. doi: 10.1142/S0218271817300014

Hewish, A., Bell, S. J., Pilkington, J. D. H., Scott, P. F., & Collins, R. A. (1968). Observation of a rapidly pulsating radio source. Nature, 217, 709–713. doi: 10.1038/217709a0

Hulse, R. A., & Taylor, J. H. (1975). Discovery of a pulsar in a binary system. Astrophysical Journal, 195, L51–L53. doi: 10.1086/181708

Janka, H. T. (2012). Explosion mechanisms of core-collapse supernovae. Annual Review of Nuclear and Particle Science, 62, 407–451. doi: 10.1146/annurev-nucl-102711-094901

Mościbrodzka, M., Falcke, H., Shiokawa, H., & Gammie, C. F. (2014). Observational appearance of inefficient accretion flows and jets in 3D GRMHD simulations: Application to Sagittarius A*. Astronomy & Astrophysics, 570, A7. doi: 10.1051/0004-6361/201424358

Netzer, H. (2013). The physics and evolution of active galactic nuclei. Cambridge: Cambridge University Press.

Piran, T., & Jiménez, R. (2014). Possible role of gamma ray bursts on life extinction in the universe. Physical Review Letters, 113(23), 231102. doi: 10.1103/PhysRevLett.113.231102

Shapiro, S. L., & Teukolsky, S. A. (2007). Black holes, white dwarfs, and neutron stars: The physics of compact objects. Nova York: Wiley Online Library. (Obra original publicada en 1983). doi: 10.1002/9783527617661

Webster, B. L., & Murdin, P. (1972). Cygnus X-1 —A spectroscopic binary with a heavy companion? Nature, 235, 37–38. doi: 10.1038/235037a0

© Mètode 2017 - 92. L'univers violent - Hivern 2016/17

Investigador del Departament d’Astronomia i Astrofísica, Universitat de València.

Departament d’Astronomia i As­trofísica, Universitat de València.