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Revisiting GW170817 at milliarcsecond scale: high-precision constraints on jet geometry and $H_0$

Este artículo presenta un análisis bayesiano robusto de todos los datos VLBI disponibles para GW170817 utilizando nuevos modelos hidrodinámicos para restringir con precisión el ángulo de visión del chorro y derivar una constante de Hubble de $65.5\pm4.4$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ , un valor que se alinea más estrechamente con las mediciones de Planck del Universo temprano que con los resultados de SH0ES del Universo tardío.

Autores originales: Kelly Gourdji, Adam T. Deller, Chris Flynn, Taya Govreen-Segal, Cullan Howlett, Kunal P. Mooley, Ehud Nakar

Publicado 2026-05-13

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CC BY 4.0

Autores originales: Kelly Gourdji, Adam T. Deller, Chris Flynn, Taya Govreen-Segal, Cullan Howlett, Kunal P. Mooley, Ehud Nakar

Artículo original bajo licencia CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/). ✨ Esta es una explicación generada por IA del artículo a continuación. No ha sido escrita ni avalada por los autores. Para mayor precisión técnica, consulte el artículo original. Leer descargo de responsabilidad completo

Imagina el universo como un globo gigante que se expande. Durante décadas, los científicos han debatido exactamente a qué velocidad se infla ese globo. Esta tasa se denomina constante de Hubble ( $H_0$ ). El problema es que, cuando la mides utilizando el «universo temprano» (como el resplandor posterior al Big Bang), obtienes un número. Cuando la mides utilizando el «universo tardío» (como estrellas explosivas cercanas), obtienes un número diferente, ligeramente más rápido. Este desacuerdo se conoce como la «tensión de Hubble».

En 2017, los astrónomos tuvieron un avance. Detectaron una colisión cósmica: dos estrellas de neutrones chocando entre sí. Este evento, denominado GW170817, fue especial porque emitió tanto ondas gravitacionales (ondas en el espacio-tiempo) como luz (un destello brillante). Esto lo convirtió en una «sirena estándar»: un faro cósmico que podría ayudar a medir la tasa de expansión del universo.

Sin embargo, había una trampa. Para medir la distancia a la que está el faro, necesitas saber exactamente cómo está inclinado en relación con nosotros. Si miras un trompo giratorio de lado, se ve diferente que si lo miras desde arriba. Si adivinas mal la inclinación, adivinas mal la distancia, y tu cálculo de la tasa de expansión del universo resulta incorrecto.

El problema del «punto ciego»
Para GW170817, los detectores de ondas gravitacionales no pudieron indicarnos la inclinación con mucha precisión porque el evento se observó casi de frente (como mirar directamente por el cañón de un arma). Fue difícil distinguir el giro de «izquierda a derecha» del giro de «arriba a abajo».

Para solucionar esto, los científicos necesitaban observar el «resplandor»: la luz residual que queda tras la colisión. A medida que los escombros de la colisión se alejan a gran velocidad, generan un chorro de partículas. Si podemos observar cómo se mueve este chorro a través del cielo con el tiempo, podemos determinar el ángulo.

El nuevo enfoque del artículo: un mapa de alta precisión
Este artículo, escrito por Kelly Gourdji y colegas, es como pasar de un mapa callejero borroso a una imagen satelital de alta definición.

La vieja forma: Estudios anteriores intentaron adivinar la forma del chorro observando cómo cambiaba el brillo de la luz con el tiempo (la «curva de luz»). Pero esto es como intentar adivinar la forma de un coche solo escuchando el ruido de su motor. Es complicado porque el ruido del motor depende tanto de la forma del coche como de la velocidad a la que va.
La nueva forma: Los autores utilizaron una técnica llamada VLBI (Interferometría de Muy Larga Base). Imagina enlazar radiotelescopios en todo el planeta para crear un solo telescopio gigante del tamaño de la Tierra. Esto les proporciona una visión tan nítida que pueden ver detalles del tamaño de un miliarcosegundo (lo cual es como ver una moneda en la Luna desde la Tierra).

No solo observaron el «centro» del borrón de luz; analizaron directamente la forma completa y el movimiento de las ondas de radio, utilizando un modelo informático sofisticado que simula cómo se comporta un chorro de gas al chocar contra el espacio. Combinaron datos de cuatro momentos temporales diferentes:

Día 0: El momento exacto de la colisión (detectado por el Telescopio Espacial Hubble).
Día 75 y 230: Observaciones de radio de una red de telescopios.
Día 207: Una observación de radio de alta resolución que actuó como un «punto de control» crucial.

Los resultados: un ángulo más preciso
Al ajustar sus complejos modelos tridimensionales a estos datos ultra nítidos, determinaron el ángulo de visión con mucha mayor precisión que antes.

El ángulo: Descubrieron que el chorro está inclinado aproximadamente 18 a 20 grados respecto a nuestra línea de visión. (Las estimaciones anteriores eran un poco más difusas, oscilando entre 14 y 28 grados).
La distancia: Como conocían mejor el ángulo, pudieron calcular la distancia con mayor precisión. Descubrieron que la colisión ocurrió a unos 44 millones de años luz de distancia.
La tasa de expansión ( $H_0$ ): Utilizando esta nueva distancia precisa, calcularon la constante de Hubble como 65,5 km/s/Mpc.

Por qué esto es importante
Este resultado es un «desempate» en el debate cósmico.

El «universo temprano» (satélite Planck) dice que la tasa es 67,4.
El «universo tardío» (equipo SH0ES) dice que la tasa es 73,0.
Esta nueva medición dice 65,5.

Los autores señalan que su resultado está muy cerca del número del «universo temprano» (dentro de un margen de error diminuto), pero significativamente más bajo que el número del «universo tardío». Esto sugiere que quizás las mediciones del «universo tardío» podrían estar ligeramente equivocadas, o que nuestra comprensión de la expansión del universo necesita una reevaluación.

Las advertencias
Los autores tienen cuidado de señalar que su resultado depende de varios factores:

El modelo del chorro: Asumen que el chorro se comporta exactamente como sus simulaciones informáticas. Si el chorro real es extraño o tiene una fuente de energía oculta (como un remanente residual de la colisión que brilla más tarde de lo esperado), el cálculo del ángulo podría cambiar.
Movimiento local: Las galaxias no solo se mueven con la expansión del universo; también tienen sus propias «velocidades peculiares» (desviaciones debidas a la gravedad local). Los autores tuvieron que estimar y promediar estas desviaciones locales, lo cual añade cierta incertidumbre.

En resumen
Este artículo es como tomar una foto borrosa de un trompo giratorio y utilizar una lente súper potente para ver exactamente cómo está inclinado. Al hacerlo, midieron la distancia a la colisión con mayor precisión y descubrieron que el universo se expande a una tasa que se alinea más estrechamente con las mediciones del «Big Bang» que con las mediciones de las «estrellas cercanas». No resuelve completamente el misterio de la tensión de Hubble, pero proporciona una pieza de evidencia muy sólida e independiente que se inclina hacia la tasa de expansión «más lenta».

Resumen Técnico: Revisión de GW170817 a Escala de Milisegundos

Planteamiento del Problema
La detección de la fusión de estrellas de neutrones binarias GW170817 proporcionó la primera oportunidad para una medición de la constante de Hubble ( $H_0$ ) mediante "sirenas estándar". Sin embargo, la precisión de esta medición está fundamentalmente limitada por la fuerte covarianza entre la distancia de luminosidad ( $D_L$ ) y el ángulo de inclinación ( $\iota$ ) del sistema binario. Aunque los datos de ondas gravitacionales (GW) por sí solos no pueden restringir con precisión la inclinación para eventos frontales como GW170817, el chorro relativista lanzado por la fusión ofrece un punto de apoyo electromagnético para esta geometría. Los intentos previos de restringir el ángulo de visión ( $\theta_v$ ) utilizando la curva de luz del resplandor han estado limitados por degeneraciones geométricas entre el ángulo de visión y el ángulo de apertura del chorro ( $\theta_{cp}$ ). Por el contrario, las observaciones de Interferometría de Muy Larga Base (VLBI) del movimiento propio superlumínico del chorro proporcionan restricciones ortogonales, pero históricamente han dependido del ajuste de modelos de chorros discretos y semianalíticos o subconjuntos limitados del espacio de parámetros, a menudo descuidando la información espacial completa (como el tamaño de la fuente) o las incertidumbres sistemáticas de manera rigurosa.

Metodología
Este estudio presenta un marco integral de ajuste de modelos en el plano de visibilidad basado en inferencia bayesiana, diseñado para extraer restricciones robustas sobre la geometría de visión de GW170817 y, posteriormente, $H_0$ . La metodología integra los siguientes componentes:

Integración de Datos: El análisis incorpora los cuatro conjuntos de datos astrométricos disponibles a escala de milisegundos:
- Dos épocas de VLBI de la Red de Alta Sensibilidad (HSA) (días 75 y 230 posteriores a la fusión) de Mooley et al. (2018).
- Una época de VLBI Global (día 207) de Ghirlanda et al. (2019), que los autores redujeron independientemente para asegurar la consistencia con la calibración de HSA.
- Una medición del telescopio espacial Hubble (HST) de la posición de la kilonova (día 8), que sirve como anclaje de la fusión (día 0).
Modelado Hidrodinámico: En lugar de depender de modelos precalculados discretos, los autores emplean un formalismo de escalado aplicado a un continuo de nuevos modelos de resplandor de chorros hidrodinámicos basados en simulaciones relativistas 2-D (Govreen-Segal & Nakar 2023). Estos modelos cubren cuatro distribuciones de energía del chorro (top-hat y leyes de potencia con índices $b=3, 4, 6$ ). El escalado permite ajustar los modelos para ángulos de visión ( $\theta_v$ ), ángulos de apertura ( $\theta_{cp}$ ) y tiempos del observador arbitrarios, utilizando la invariancia de los modelos bajo ratios específicos de parámetros.
Inferencia Bayesiana: El marco opera directamente sobre las visibilidades observadas del interferómetro de radio utilizando el software acelerado por GPU GALARIO y el muestreador anidado Dynesty (a través de Bilby). Este enfoque evita la pérdida de información asociada con la deconvolución en el plano de la imagen. El modelo incluye parámetros de estorbo para manejar rigurosamente las incertidumbres sistemáticas, incluidos los desplazamientos astrométricos ( $\delta_{ra}, \delta_{dec}$ ) y las incertidumbres de la escala de flujo ( $\delta_F$ ) para cada época.
Restricciones Cosmológicas: Para medir $H_0$ , el marco incorpora verosimilitudes de GW (mediante un estimador de densidad de kernel de inclinación y distancia) y correcciones de velocidad peculiar. Los autores consideran 28 combinaciones de catálogos de grupos de galaxias y mapas de reconstrucción de velocidad peculiar, empleando el Promedio de Modelos Bayesiano (BMA) para marginalizar sobre estas incertidumbres sistemáticas.

Contribuciones Clave

Espacio de Parámetros Continuo: El estudio avanza más allá del ajuste de modelos discretos para explorar un rango continuo de geometrías de chorros ( $\theta_v$ y $\theta_{cp}$ ), evitando así sesgos introducidos por la selección de estructuras de chorro específicas.
Ajuste en el Plano de Visibilidad: Al ajustar directamente a las visibilidades en lugar de a los centroides en el plano de la imagen, el método utiliza la información espacial completa de los datos, incluidas las restricciones del tamaño de la fuente, lo cual es crítico para romper degeneraciones.
Manejo de Incertidumbres Sistemáticas: La inclusión de parámetros de estorbo para las incertidumbres de calibración astrométrica y de flujo, junto con el enfoque BMA para las correcciones de velocidad peculiar, proporciona un presupuesto de error más robusto que los estudios anteriores que a menudo asumían correcciones fijas.
Reducción Independiente de VLBI Global: Los autores realizaron una reducción independiente de los datos de VLBI Global para asegurar la consistencia del marco con los datos de HSA, identificando y corrigiendo desplazamientos astrométricos relativos a reducciones anteriores.

Resultados

Restricciones del Ángulo de Visión:
- Al asumir una distancia de luminosidad fija de $D_L = 40.7$ Mpc (basada en mediciones de fluctuación de brillo superficial), el análisis arroja un ángulo de visión de $\theta_v = 18.3^\circ - 20.3^\circ$ (intervalo creíble del 68%) al incorporar priores informados por la curva de luz sobre la geometría del chorro.
- Al marginalizar sobre $D_L$ y las correcciones de velocidad peculiar, el ángulo de visión preferido se desplaza ligeramente a $\theta_v = 16.8^\circ - 19.2^\circ$ .
Distancia de Luminosidad: El ajuste directo para la distancia arroja $D_L = 44.0 \pm 1.6$ Mpc. Esto es aproximadamente $1\sigma$ mayor que el valor de $40.7 \pm 2.4$ Mpc derivado del método de fluctuación de brillo superficial, destacando la sensibilidad de las restricciones del ángulo de visión a la distancia asumida.
Constante de Hubble ( $H_0$ ): La medición promediada mediante modelos bayesianos a través de 28 escenarios de corrección de velocidad peculiar es $H_0 = 65.5 \pm 4.4$ $H_{0} = 65.5 \pm 4.4$ km s $^{-1}$ $^{- 1}$ Mpc $^{-1}$ $^{- 1}$ .
- Este valor está dentro de $0.5\sigma$ del valor de la Colaboración Planck del Universo temprano ( $67.4 \pm 0.5$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ ).
- Es $1.7\sigma$ menor que la medición de SH0ES del Universo tardío ( $73.04 \pm 1.04$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ ).

Significado y Afirmaciones
El artículo afirma que esta medición independiente de $H_0$ del Universo tardío es más consistente con el resultado de Planck del Universo temprano que con el resultado de SH0ES. Los autores sugieren que, si se toma al pie de la letra, este hallazgo podría desafiar la necesidad de modelos de cosmología no estándar para resolver la tensión de Hubble. Sin embargo, los autores permanecen modestos respecto a esta afirmación, señalando explícitamente varias advertencias:

Especificación Incorrecta del Modelo: La evolución tardía de la curva de luz del resplandor ( $\gtrsim 350$ días) no se ajusta bien a los modelos de sincrotrón estándar, y la fuente de la emisión en exceso permanece desconocida. Aunque los autores argumentan que su análisis (enfocado en épocas anteriores) está dominado por la geometría y no por inexactitudes del modelo, reconocen que una física no modelada podría sesgar los resultados.
Alineación del Chorro: El análisis asume que el chorro se lanza a lo largo del eje del momento angular orbital. Si existe un desalineamiento significativo, podría sesgar no linealmente la estimación de $H_0$ .
Dominio de la Velocidad Peculiar: Los autores identifican las correcciones de velocidad peculiar como la fuente dominante de incertidumbre en la medición de $H_0$ (contribuyendo con una incertidumbre fraccional de ~5%), en lugar de la restricción del ángulo de visión en sí misma.

El estudio concluye que, si bien las observaciones de VLBI de alta precisión de los resplandores de chorros siguen siendo una herramienta única y poderosa para restringir los ángulos de inclinación a corto plazo, lograr una resolución definitiva de la tensión de Hubble requerirá una muestra más grande de sirenas brillantes y una mejora en el modelado de la física de los chorros y las velocidades peculiares.

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