Dos fotografías de un mismo faro. Una tomada desde una barca que navega directamente hacia el haz de luz; la otra, desde la orilla, donde el haz apenas roza el borde del cielo. Con estas dos imágenes se puede reconstruir cómo se distribuye la luz del faro en ángulos, sin siquiera acercarse a él. Algo parecido hicieron los astrónomos con dos estallidos de rayos gamma que consideran gemelos.

El primer estallido, GRB 090510, se detectó en 2009. Fue brillante como un faro de coche de frente: lo vimos casi exactamente a lo largo de su chorro. El segundo, GW170817, nació de la fusión de dos estrellas de neutrones en 2017 y resultó ser un millón de veces más tenue. Durante mucho tiempo no se pudo entender qué ocurría: si lo veíamos de lado o si el propio chorro tenía una estructura no uniforme.

Los autores del nuevo trabajo supusieron que se trata del mismo tipo de sistema, solo que visto desde ángulos distintos: el primero, a lo largo del eje; el segundo, con un ángulo de unos 20 grados. Luego dieron un paso inesperado: prescindieron del habitual corrimiento Doppler, que funciona para una fuente puntual. En su lugar, consideraron un cono de radiación lleno de materia. Para un cono así, el brillo que observamos depende únicamente de cuánta energía se emite en nuestra dirección, y el color del estallido, de la velocidad de la materia en ese punto. Esto permitió comparar los dos estallidos sin un solo parámetro libre.

A partir de la relación de energías (7.45±1.41)×10^5 y de las energías pico de 36.4±9.8, se obtuvo un exponente n = 3.76±0.29. Esto significa que la energía emitida por unidad de ángulo sólido crece como la velocidad de la materia elevada a 3.76. Este valor descarta cuatro modelos populares de estructura del chorro con niveles de significancia entre 4.7σ y 13σ: un flujo uniforme sin estructura energética, una estructura solo en la carga bariónica, un chorro estructurado mínimo y un cono uniforme visto desde el borde.

Con dos anclajes tomados de la literatura (el factor de Lorentz del núcleo de GRB 090510, de al menos 1200, y el ángulo de observación de GW170817, de 19 a 25 grados) se convirtió la inclinación en un perfil angular. Resultó que, fuera del núcleo, con un semiángulo de 2 a 5 grados, la energía decae como el ángulo elevado a −7.4, y en la línea de visión la velocidad de la materia corresponde a un factor de Lorentz de 33. Ese mismo perfil proporciona el radio donde se genera la emisión de rayos gamma: 2.7×10^13 centímetros. Esto explica 0.41 segundos de los 1.74 segundos de retraso entre las ondas gravitacionales y el estallido de rayos gamma; el resto es el tiempo que tardó el chorro en atravesar la envoltura de materia expulsada durante la fusión.

Antes, para conocer la forma de un chorro, había que seguir su resplandor posterior durante meses y hacer suposiciones sobre la densidad del gas circundante. Ahora bastaron dos espectros instantáneos. La debilidad de GW170817 no se debía a que viéramos el núcleo brillante de lado, sino a una propiedad interna del chorro: en nuestra línea de visión, la materia simplemente emite menos energía. Esto cambia la perspectiva sobre los estallidos cortos de rayos gamma y su relación con las fusiones de estrellas de neutrones. El faro que parecía tenue en realidad brilla de otra manera, y ahora sabemos exactamente cómo.