Una pareja de estrellas de neutrones es como dos bolas pesadas que se acercan lentamente en espiral. Nacieron juntas a partir de un sistema binario de estrellas masivas, pero hasta la colisión pueden pasar cientos de millones de años. Cuando las bolas finalmente chocan, se produce un estallido corto de rayos gamma: una explosión brillantísima que se ve a través de medio universo.
Los astrónomos han reunido una gran colección de estos destellos y han intentado averiguar cuánto tiempo suele pasar desde el nacimiento de la pareja hasta su muerte. Antes se pensaba que, en promedio, eran varios miles de millones de años, casi como la edad de la Tierra. El nuevo análisis indica que las parejas se fusionan mucho más rápido: de decenas a cientos de millones de años. El tiempo de espera, como mínimo, no supera los 350 millones de años.
¿Por qué las estimaciones anteriores eran tan grandes? El error se escondía en el cálculo de qué destellos podemos ver realmente. Los telescopios solo detectan los eventos más brillantes y pasan por alto los débiles. Si no se tiene en cuenta esta "ceguera", el tiempo de fusión se alarga artificialmente. Al corregir la selección, las cifras vuelven a su lugar.
Ahora los astrónomos podrán predecir con más precisión con qué frecuencia chocan las estrellas de neutrones en el universo. Y, por tanto, prepararse mejor para observar estos eventos y para buscar las ondas gravitacionales que generan.
tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2601.03861
Short gamma-ray bursts (SGRBs) are thought to be primarily associated with binary neutron star (BNS) mergers. The SGRB population can therefore be scrutinized for signatures of the delay time between the formation of the progenitor massive star binary and the eventual merger, which could produce an evolution of the cosmic rate density of such events whose shape departs from that of the cosmic star formation history. We therefore studied a large sample of SGRBs within a hierarchical Bayesian framework, with a particular focus on the delay time distribution (DTD) of the population. Following previous studies, we modelled the DTD either as a power-law with a minimum time delay or as a log-normal function. We considered two models for the intrinsic SGRB luminosity distribution: an empirical luminosity function with a doubly broken power-law shape and another based on a quasi-universal structured jet model. Regardless of the chosen parametrization, we found average time delays of $$10\lesssim \langle \tau_\mathrm{d}\mathrm\rangle/\mathrm{Myr}\lesssim 900$$ and a minimum delay time of $$\tau_\mathrm{d,min}\lesssim 350\,\mathrm{Myr}$$, in contrast with previous studies that found long delay times of a few gigayears. We demonstrate that the cause of the longer inferred time delays in past studies most likely resides in an incorrect treatment of selection effects
La fusión de estrellas de neutrones es el único lugar donde se forma oro de forma natural: en la colisión se expulsa tal cantidad de elementos pesados que bastarían para varios planetas del tamaño de la Tierra.