Sistema óptico de gran campo

Subprograma: FRONTERA Referencia: UMA18-FEDERJA-153 Título completo: SISTEMA ÓPTICO DE GRAN CAMPO PARA EL SEGUIMIENTO DE        FUENTES TRANSITORIAS Y CONTRAPARTIDAS   ELECTROMANÉTICAS DE ONDAS GRAVITACIONES. Investigador Princiapal 1: REINA TEROL, ANTONIO JESÚS  ajreina@uma.es Investigador Princiapal 2: CASTRO TIRADO, ALBERTO J. Centros : DPTO. INGENIERÍA DE SISTEMAS Y AUTOMÁTICA. UNIVERSIDAD DE MÁLAGA. INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE  ANDALUCIA

Este proyecto tiene como objetivo principal el desarrollo de un instrumento óptico de gran campo que permita, por un lado, la observación inmediata de estallidos cósmicos de rayos gamma (GRBs) y su emisión post-luminiscente asociada, así como la detección de contrapartidas ópticas provenientes de fuentes de ondas gravitacionales, tras el hallazgo de estas últimas en 2017. Por este motivo, este proyecto tiene un marcado carácter multidisciplinar en el que se aúna software y robótica con astrofísica, con el fin de obtener resultados relevantes tanto a nivel tecnológico como científico. Por un lado, en el aspecto tecnológico, el reto consiste en desarrollar tecnologías de control y planificación de telescopios robóticos. El objetivo es obtener imágenes astronómicas lo más rápido posible, en respuestas a alertas proporcionadas por satélites científicos o interferómetros de ondas gravitacionales. Estas imágenes serían procesadas en tiempo real, permitiendo detectar y confirmar el origen cósmico de estas alertas. Por otro lado, en el aspecto puramente científico, el objetivo es observar tanto los GRBs como las alertas gravitacionales para encontrar sus correspondientes contrapartidas ópticas. Destacar que muchos de estos GRBs no están siendo observados actualmente, por carecer de la tecnología necesaria que permita hacer un mosaico de las correspondientes zonas de error en el cielo, debido esto al considerable tamaño de las mismas  (varios grados de error de radio) con las que son que son reportados.  Por último, destacar que el instrumento desarrollado también será  empleado para realizar apoyo en tierra a misiones espaciales, así como tareas de Ciencia Abierta y Divulgación, como por ejemplo el proyecto ScienceIES, en el cual nuestra unidad asociada, auspiciada por el Instituto de Astrofísica de Andalucía y la Universidad de Málaga, lleva involucrada desde hace varios años.   

 

Antecedentes del proyecto

Introducción a GRBs y ondas gravitacionales

Uno de los dos objetivos científicos principales son el estudio de las explosiones cósmicas de rayos gamma (GRB, del inglés “Gamma-Ray Burst”). Los GRBs fueron descubiertos en 1.967, y desde entonces han sido uno de los mayores enigmas de la Astrofísica. Básicamente consisten en breves pulsos de fotones de rayos gamma (con energías por encima de 0,1 MeV) que durante algunos segundos eclipsan al resto de fuentes de la bóveda celeste, sucediéndose a un ritmo de dos al día por término medio. Los instrumentos KONUS en las​Venera  11 y 12 y más tarde el centellador BATSE a bordo del satélite​CGRO, mostraron la existencia de dos familias bien diferenciadas en virtud de su duración: un primer grupo que engloba ~25% de los GRB, que tienen duraciones inferiores a 1 s (con media de 0,2 s) y espectro duro de rayos gamma, y un segundo grupo (el ~75% restante) con espectro blando de rayos gamma y con una duración media de 30 s, perdurando en algunos casos la emisión de rayos gamma hasta  más de 10.000 s.  Hasta 150 modelos teóricos se propusieron en el último cuarto del s. XX para dar una explicación a su origen, pero no fue hasta 1.997 cuando los astrofísicos  comenzaron a resolver el enigma. Ello se logró gracias al satélite ​BSAX que hizo posible localizar con la precisión adecuada (~5') estos eventos en la bóveda celeste. La capacidad de ​BSAX de reaccionar rápidamente, permitía  apuntar toda su carga útil hacia la posición del GRB en sólo 5-6 horas. A pesar de que la emisión de rayos gamma ya había cesado por completo, la existencia de una fuente de rayos X que rápidamente se debilitaba (la llamada postluminiscencia en rayos X o “X-ray afterglow”) permitía refinar aún más la  posición inicial, llegando hasta ~50", una mejora en factor 10^2 respecto a instrumentos anteriores. En virtud de esta posibilidad que se nos abría a los  científicos, observaciones multirrango efectuadas prontamente permitieron detectar la emisión postluminescente en longitudes de onda más largas que la de los rayos X (i.e. ultravioleta, óptico, infrarrojo y radio), lo que sin duda ha aportado valiosísimas pistas sobre su origen. Así pues, las primeras contrapartidas ópticas fueron detectadas en 1.997 observándose que el flujo F decae siguiendo una ley de potencias como t^(-a) con a = 1.2 ± 0.4 hasta que asintóticamente tiende a un valor constante, que no es otro que el flujo subyacente de la galaxia que lo alberga. Por ello y en virtud de las primeras observaciones espectroscópicas, hoy sabemos que los  GRB acontecen a distancias cosmológicas, en galaxias con alto valor del indicador de la distancia por excelencia: el corrimiento al rojo (z). Hasta la fecha se han detectado unas 200 galaxias anfitrionas de GRB, con valores de z en el  rango 0.033 < z < 8.2 (es decir, hasta cuando el Universo sólo tenía 6 x 10^8 años tras la Gran Explosión).       

Pero ¿qué es lo que origina el GRB? En una fracción de segundo, la fuente  debe liberar el equivalente a 1 masa solar en forma de radiación electromagnética. Ahora sabemos que los GRB “clásicos” y de larga duración están colimados de modo que nuestra línea de visión está muy cercana a la  dirección del chorro. En el caso de GRB 990123, la energía liberada fue ~4 x 10^54 erg si suponemos emisión isótropa, o ~5 x 10^52 erg si consideramos la emisión altamente colimada, lo que sólo es comparable a la energía liberada en una supernova (SN) tipo II (incluyendo emisión de neutrinos) y superior en un factor 10^2 a la energía radiada en forma de fotones en una SN bien de tipo I o II. Sería equivalente a la energía liberada en unos segundos por ~10^30 bombas atómicas como la de triste recuerdo de Hiroshima de 1.945.  ¿Y cuál es la naturaleza de la maquinaria central? El modelo estándar es un evento catastrófico que involucra el colapso de una estrella muy masiva para la clase de “GRB largos”. El resultado final es el nacimiento de un agujero negro en alguna remota galaxia del Cosmos. La confirmación para la clase de GRB de larga duración llegó con GRB 030329, a tenor de la emergencia en el óptico de un espectro de una supernova muy energética (o “hipernova”), superpuesto al espectro típico en forma de ley de potencias de la emisión posluminiscente del GRB. Independientemente del mecanismo originario de la explosión, el resultado final de liberar hasta 10^52 erg en pocos segundos en un radio < 10 km es un plasma que se expande a velocidades relativistas con factores del factor Lorentz  Γ ~ 10^2-103  (la llamada “bola de fuego” o “fireball”).  Se piensa que el propio GRB se debe a una serie de choques internos producidos a distancia de la fuente central debido a colisiones entre capas expelidas con diferentes valores de Γ que van chocando entre sí. Cuando este plasma encuentra el medio interestelar, una onda de choque avanza en el medio, barriendo la materia interestelar que encuentra a su paso, de manera que se va decelerando y produciendo la emisión posluminescente multirrango que se observa. Pero todavía hay muchas incógnitas planteadas, especialmente en lo concerniente a la física de la emisión observada durante el GRB. Por ejemplo, ¿por qué no todas las supernovas que se observan en el Cosmos vienen acompañadas por una intensa emisión de rayos gamma en forma de GRB? ¿Ocurren en sistemas binarios? ¿Ocurren en entornos con alta densidad como nubes moleculares?  Es imprescindible el disponer de datos en las fases más cercanas al origen de la emisión posluminescente. Uno de los escasos GRB observados hasta la fecha en el óptico simultáneamente a la emisión de rayos gamma (GRB 990123) alcanzó una magnitud óptica aparente V = 8.9 a los 47 s tras el fenómeno (convirtiéndose en esos momentos en el astro más luminoso del  Universo), debilitándose hasta V = 20 tras 24 h y para desaparecer totalmente a los 60 días, dejando entrever la galaxia subyacente (con V = 24) y a un corrimiento al rojo z = 1.6 (Figura 1)

 Figura 1. Imágenes obtenidas con el telescopio espacial Hubble (HST) de la emisión óptica postluminescente de la ubicación de GRB 990123 (que aconteció el 23 de enero de 1.999). Las imágenes muestran el GRB superpuesto a la galaxia anfitriona (a z = 1.60) a los 23 y 59 días de la explosión. Nótese cómo en la última, tomada al año, todo vestigio óptico ya ha desaparecido.

 

Detección y observación de GRBs y ondas gravitacionales  

Actualmente, la mayor parte de la detección de GRB se realiza a través de instrumentos instalados en diferentes satélites. Estos instrumentos varían en cuanto al margen de error de la posición de origen del estallido, que pueden ir de varios arcominutos a grados. En función de este error, los sensores son capaces de detectar un mayor o menor número de estallidos cósmicos. Por ejemplo, el instrumento GBM instalado en el satélite ​Fermi de la NASA, genera entre una y dos alertas diarias, pero con una precisión insuficiente (> 1 grado). Por este motivo, su contrapartida óptica no puede ser observada por un telescopio de pequeña apertura, debido a que en la mayoría de los casos ésta quedaría fuera de su campo de visión. Por otro lado, sensores como el instrumento BAT a bordo del satélite ​Swift, sí proporcionan un posicionamiento suficientemente preciso (< 3 arcominutos), pero los estallidos que detectan son muy escasos (aproximadamente uno o dos por semana).  La posición de estos estallidos la proporciona la red GCN (Gamma-ray Coordinates Network) de la NASA, a la cual están conectados todos los centros de control de los instrumentos terrestres capaces de detectarlos. La Figura 2 muestra esta estructura, en la que los satélites reportan al GCN las alertas, y  estas son recibidas por telescopios terrestres para realizar la observación. Destacar también, que algunos de estos satélites no sólo notifican la posición de un estallido, sino que también notifican las coordenadas a las que apunta el instrumento, útiles para poder acortar el tiempo de apuntado en telescopios terrestres.