Sistemas Binarios de Estrellas de Neutrones como Super-Emisores de Ondas Gravitacionales

Figueroa Hernández, Juan Diego

Sistemas Binarios de Estrellas de Neutrones como Super-Emisores de Ondas Gravitacionales

dc.contributor.advisor	Rodríguez Ruiz, José Fernando
dc.contributor.advisor	Becerra Bayona, Laura Marcela
dc.contributor.advisor	Núñez de Villavicencio Martínez, Luis Alberto
dc.contributor.author	Figueroa Hernández, Juan Diego
dc.contributor.evaluator	González Villegas, Guillermo Alfonso
dc.contributor.evaluator	Becerra Vergara, Eduar Antonio
dc.date.accessioned	2025-08-08T21:05:36Z
dc.date.available	2025-08-08T21:05:36Z
dc.date.created	2025-07-05
dc.date.issued	2025-07-05
dc.description.abstract	En el presente trabajo se calcula la eficiencia de emisión de ondas gravitacionales durante el proceso de fusión de objetos compactos, con especial enfoque en sistemas binarios de estrellas de neutrones. El objetivo es determinar la detectabilidad del objeto postfusión y comprender por qué en el evento GW170817 se detectó una energía tan baja en los canales de emisión electromagnética (del orden de 10^{46} erg), a pesar de que el defecto de masa del sistema binario es considerablemente mayor (aproximadamente 2.5 x 10^{53} erg). Se estudian y extienden modelos aproximados ya propuestos en la literatura, como el modelo simplificado para la fusión cuasi-circular de objetos compactos y el modelo de leyes de conservación. Estos modelos dividen la fusión en cuatro fases principales: i) régimen espiral adiabático, ii) caída y fusión, iii) amortiguamiento o "ringdown", y objeto final: agujero negro de Kerr o estrella de neutrones con rotación rápida. Para el análisis y la correspondencia entre el sistema inicial y final se utilizan, además de la fórmula Newtoniana de radiación cuadrupolar, leyes de conservación como la conservación de la energía, el momento angular y la materia bariónica, así como relaciones cuasi-universales que describen a la estrella de neutrones axialmente simétrica final que no emite radiación gravitacional. Se estudia el impacto de la presencia o ausencia de un disco de acreción alrededor del objeto final y el efecto de la rotación de las estrellas de neutrones que forman el sistema binario inicial. Por último, se modela el objeto postfusión como un elipsoide de Riemann-S y se determinan las características de la señal emitida en esta fase. Se concluye que el intervalo de frecuencias de las ondas durante la parte final del proceso se encuentra en el rango de los kHz. Esto permite inferir la no detectabilidad de dichos objetos al final de la evolución por parte de los interferómetros terrestres actuales, como LIGO y Virgo, cuyo rango óptimo de operación se encuentra entre 10 Hz y 1 kHz. No obstante, proyectos futuros como el Telescopio Einstein esperan alcanzar una sensibilidad significativamente superior, tanto en frecuencias bajas (por debajo de los 10 Hz) como en el rango de frecuencias altas (hasta varios kHz), lo que permitiría detectar este tipo de señales. Para GW170817, la emisión gravitacional durante la fase de inmersión y amortiguamiento, según el modelo de elipsoides de Riemann-S, genera una energía total en ondas gravitacionales del orden de 10^{53} erg, con una eficiencia neta de hasta un 2%. Sin embargo, esto no es suficiente para explicar la baja energía detectada en los canales de emisión electromagnética. Además, se determina que esta eficiencia no puede ser tan alta como la prevista en otros modelos, que la estiman por encima del 5%. Modelos aproximados que siguen leyes generales de la física, como los aquí presentados, sirven de guía para investigaciones numéricas más detalladas.
dc.description.abstractenglish	The efficiency of gravitational wave emission during the merger process of compact objects is calculated, with particular focus on neutron star binary systems. The objective is to determine the detectability of the post-merger object and to understand why, in the GW170817 event, such a low energy was detected in electromagnetic emission channels (on the order of 10⁴⁶ erg), despite the fact that the mass defect of the binary system is considerably larger (approximately 2.5 × 10⁵³ erg). Approximate models previously proposed in the literature are studied and extended, such as the simplified model for quasi-circular merger of compact objects and the conservation law model. These models divide the merger into four main phases: (i) adiabatic inspiral regime, (ii) plunge and merger, (iii) ringdown, and (iv) final object formation, which can be either a Kerr black hole or a rapidly rotating neutron star. For the analysis and correspondence between the initial and final system, in addition to the Newtonian quadrupolar radiation formula, various conservation laws are used, including the conservation of energy, angular momentum, and baryonic matter. Quasi-universal relations describing the final axially symmetric neutron star that no longer emits gravitational radiation are also applied. The impact of the presence or absence of an accretion disk around the final object is analyzed, as well as the effect of the rotation of the neutron stars in the initial binary system. Finally, the post-merger object is modeled as a Riemann-S ellipsoid, and the characteristics of the signal emitted during this phase are determined. It is found that the frequency range of the waves during the final stage of the process lies in the kilohertz range. This suggests that such objects, at the end of their evolution, cannot be detected by current ground-based interferometers such as LIGO and Virgo, whose optimal operational range is between 10 Hz and 1 kHz. Nevertheless, future projects such as the Einstein Telescope aim to achieve significantly higher sensitivity in both low-frequency ranges (below 10 Hz) and high-frequency ranges (up to several kilohertz), making the detection of this type of signal possible. For GW170817, the gravitational wave emission during the plunge and ringdown phases—according to the Riemann-S ellipsoid model—produces a total energy of about 10⁵³ erg, with a net efficiency of up to 2%. However, this is not sufficient to explain the low energy detected in the electromagnetic emission channels. Moreover, this efficiency cannot be as high as that predicted in other models, which estimate values greater than 5%. Approximate models based on general physical laws, like those discussed here, serve as valuable guidance for more detailed numerical investigations.
dc.description.cvlac	https://scienti.minciencias.gov.co/cvlac/visualizador/generarCurriculoCv.do?cod_rh=0002061616
dc.description.degreelevel	Pregrado
dc.description.degreename	Físico
dc.description.orcid	https://orcid.org/0009-0003-3431-4016
dc.format.mimetype	application/pdf
dc.identifier.instname	Universidad Industrial de Santander
dc.identifier.reponame	Universidad Industrial de Santander
dc.identifier.repourl	https://noesis.uis.edu.co
dc.identifier.uri	https://noesis.uis.edu.co/handle/20.500.14071/45844
dc.language.iso	spa
dc.publisher	Universidad Industrial de Santander
dc.publisher.faculty	Facultad de Ciencias
dc.publisher.program	Física
dc.publisher.school	Escuela de Física
dc.rights	info:eu-repo/semantics/openAccess
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dc.rights.coar	http://purl.org/coar/access_right/c_abf2
dc.rights.creativecommons	Atribución-NoComercial-SinDerivadas 4.0 Internacional (CC BY-NC-ND 4.0)
dc.rights.license	Atribución-NoComercial-SinDerivadas 2.5 Colombia (CC BY-NC-ND 2.5 CO)
dc.rights.uri	http://creativecommons.org/licenses/by-nc-nd/4.0/
dc.subject	Ondas gravitacionales
dc.subject	Sistemas binarios compactos
dc.subject	Estrellas de neutrones
dc.subject.keyword	Gravitational Waves
dc.subject.keyword	Compact Binary Systems
dc.subject.keyword	Neutron Stars
dc.title	Sistemas Binarios de Estrellas de Neutrones como Super-Emisores de Ondas Gravitacionales
dc.title.english	Binary Neutron Star Systems as Super-Emitters of Gravitational Waves
dc.type.coar	http://purl.org/coar/resource_type/c_7a1f
dc.type.hasversion	http://purl.org/coar/version/c_b1a7d7d4d402bcce
dc.type.local	Tesis/Trabajo de grado - Monografía - Pregrado