Atribución-NoComercial-SinDerivadas 2.5 Colombia (CC BY-NC-ND 2.5 CO)Rodríguez Ruiz, José FernandoBecerra Bayona, Laura MarcelaNúñez de Villavicencio Martínez, Luis AlbertoFigueroa Hernández, Juan Diego2025-08-082025-08-082025-07-052025-07-05https://noesis.uis.edu.co/handle/20.500.14071/45844En 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.application/pdfspainfo:eu-repo/semantics/openAccessOndas gravitacionalesSistemas binarios compactosEstrellas de neutronesUniversidad Industrial de SantanderTesis/Trabajo de grado - Monografía - PregradoUniversidad Industrial de Santanderhttps://noesis.uis.edu.coGravitational WavesCompact Binary SystemsNeutron Starshttp://purl.org/coar/access_right/c_abf2info:eu-repo/semantics/openAccessAtribución-NoComercial-SinDerivadas 4.0 Internacional (CC BY-NC-ND 4.0)