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Articulo de referencia

GW170817

Coordenadas : 13 h 09 m 48,08 s , −23° 22′ 53,3″ \n(detected 17 August 2017, 12:41:04.4 UTC)"},"duration":{"wt":"{{circa}} 1 minute and 40 seconds"},"progenitor":{"wt":"2 [...

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Coordenadas : 13 h 09 m 48,08 s , −23° 22′ 53,3″Mapa del cielo

GW170817 fue una onda gravitacional (OG) observada por los detectores LIGO y Virgo el 17 de agosto de 2017, originada en la galaxia elíptica NGC 4993 , a unos 140 millones de años luz de distancia. [ 2 ] La onda fue producida por los últimos momentos de la espiral de un sistema binario de estrellas de neutrones , que culminó con su fusión . [ 3 ] Es la primera detección de OG que se correlaciona definitivamente con alguna observación electromagnética . [ 4 ] [ 5 ]

A diferencia de las cinco detecciones previas de ondas gravitacionales (GW), que correspondían a la fusión de agujeros negros y, por lo tanto, no se esperaba que tuvieran señales electromagnéticas detectables [ 6 ] , las consecuencias de esta fusión fueron observadas en todo el espectro electromagnético por 70 observatorios en 7 continentes y en el espacio, lo que marcó un avance significativo para la astronomía multimensajero . [ 1 ] El descubrimiento y las observaciones posteriores de GW170817 recibieron el premio al Avance del Año 2017 por la revista Science . [ 7 ] [ 8 ]

GW170817 tuvo una duración audible de aproximadamente 100  segundos y exhibió la intensidad y frecuencia características esperadas de la espiral de dos estrellas de neutrones. El análisis de la ligera variación en el tiempo de llegada de la GW en las tres ubicaciones del detector (dos LIGO y uno Virgo) produjo una dirección angular aproximada a la fuente . Independientemente, un estallido de rayos gamma corto (sGRB) de alrededor de 2  segundos, designado GRB  170817A , fue detectado por las naves espaciales Fermi e INTEGRAL comenzando 1,7  segundos después de la GW emitida por la fusión. [ 1 ] [ 9 ] [ 10 ] Estos detectores tienen una sensibilidad direccional muy limitada, pero indicaron una gran región del cielo que se superponía a la dirección de la onda gravitacional. La coocurrencia confirmó una hipótesis de larga data de que las fusiones de estrellas de neutrones describen una clase importante de evento progenitor de sGRB.

Se priorizó una intensa campaña de observación para escanear la región indicada por la detección de sGRB/GW en busca de la emisión esperada en longitudes de onda ópticas. Durante esta búsqueda, 11  horas después de la señal, se observó un transitorio astronómico SSS17a , posteriormente designado kilonova AT  2017gfo , [ 1 ] en la galaxia NGC 4993. [ 11 ] Fue captado por numerosos telescopios en otras bandas electromagnéticas, desde longitudes de onda de radio hasta rayos X, durante los días y semanas siguientes. Se descubrió que era una nube de material rico en neutrones de rápido movimiento y enfriamiento, como se esperaba de los restos eyectados por la fusión de una estrella de neutrones.

Anuncio

Es la primera vez que observamos un evento astrofísico cataclísmico tanto en ondas gravitacionales como en ondas electromagnéticas, nuestros mensajeros cósmicos. [ 12 ]

— David Reitze , director ejecutivo de LIGO

Las observaciones se anunciaron oficialmente el 16 de octubre de 2017 en conferencias de prensa en el National Press Club en Washington, DC , y en la sede del ESO en Garching bei München en Alemania. [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]

Se filtró información antes del anuncio oficial, comenzando el 18 de agosto de 2017 cuando el astrónomo J. Craig Wheeler de la Universidad de Texas en Austin tuiteó "Nuevo LIGO. Fuente con contraparte óptica. ¡Te volarán los calcetines!" [ 13 ] Posteriormente borró el tuit y se disculpó por adelantarse al embargo del anuncio oficial . Otros siguieron el rumor e informaron que los registros públicos de varios telescopios importantes habían listado interrupciones prioritarias para observar NGC 4993 , una galaxia a 40 Mpc (130 Mly ) de distancia en la constelación de Hydra . [ 14 ] [ 15 ] La colaboración se había negado anteriormente a comentar sobre los rumores, sin agregar nada a un anuncio previo de que había varios disparadores en análisis. [ 16 ] [ 17 ]  

Detección de ondas gravitacionales

Esta animación de la NASA representa fenómenos observados hasta nueve días después de GW170817.

La señal de onda gravitacional duró aproximadamente 100 segundos (mucho más que los pocos segundos medidos para las fusiones de agujeros negros binarios ) [ 18 ] comenzando desde una frecuencia de 24 hercios . Cubrió aproximadamente 3000 ciclos, aumentando en amplitud y frecuencia hasta unos cientos de hercios en el patrón típico de chirrido de espiral , terminando con la colisión recibida a las 12:41:04.4 UTC . [ 19 ] : 2 Llegó primero al detector Virgo en Italia, luego 22 milisegundos después al detector LIGO-Livingston en Luisiana, Estados Unidos, y otros 3 milisegundos después al detector LIGO-Hanford en el estado de Washington, en Estados Unidos. La señal fue detectada y analizada mediante una comparación con una predicción de la relatividad general calculada utilizando la expansión post-newtoniana . [ 1 ] : 3     

Una búsqueda automática por computadora en el flujo de datos de LIGO-Hanford activó una alerta para el equipo de LIGO aproximadamente 6  minutos después del evento. La alerta de rayos gamma ya se había emitido en ese momento (16  segundos después del evento), [ 20 ] por lo que la coincidencia temporal se marcó automáticamente. El equipo de LIGO/Virgo emitió una alerta preliminar (con solo la posición aproximada de los rayos gamma) a los astrónomos de los equipos de seguimiento 40  minutos después del evento. [ 21 ] [ 22 ]

La localización en el cielo del evento requirió la combinación de datos de los tres interferómetros, pero esto se retrasó debido a dos problemas. Los datos de Virgo se retrasaron por un problema de transmisión de datos, y los datos de LIGO Livingston se contaminaron por una breve ráfaga de ruido instrumental unos segundos antes del pico del evento, que persistió paralelamente a la señal transitoria ascendente en las frecuencias más bajas. Esto requirió análisis e interpolación manuales antes de que se pudiera anunciar la ubicación en el cielo aproximadamente 4,5  horas después del evento. [ 23 ] [ 22 ] Las tres detecciones localizaron la fuente en un área de 31  grados cuadrados en el cielo austral con una probabilidad del 90 %. Cálculos más detallados posteriormente refinaron la localización a 28  grados cuadrados. [ 21 ] [ 19 ] En particular, la ausencia de una detección clara por parte del interferómetro Virgo implicó que la fuente se localizó dentro de uno de sus puntos ciegos, una restricción que redujo considerablemente el área de búsqueda. [ 24 ]

Detección de rayos gamma

Concepto artístico: fusión de dos estrellas de neutrones

La primera señal electromagnética detectada fue GRB  170817A, una ráfaga corta de rayos gamma , detectada1,74 ± 0,05  s después del tiempo de fusión y con una duración aproximada de 2  segundos. [ 10 ] [ 14 ] [ 1 ] : 5

El GRB  170817A fue detectado inicialmente por el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi , que emitió una alerta automática tan solo 14  segundos después de su detección. Tras la comunicación circular de LIGO/Virgo 40  minutos después, el procesamiento manual de los datos del telescopio de rayos gamma INTEGRAL permitió obtener información independiente sobre el evento. La diferencia en el tiempo de llegada entre Fermi e INTEGRAL contribuyó a mejorar la localización en el cielo.

Este GRB fue relativamente débil dada la proximidad de la galaxia anfitriona NGC 4993 , posiblemente debido a que sus chorros no apuntaban directamente hacia la Tierra, sino en un ángulo de unos 30  grados fuera del eje. [ 11 ] [ 25 ]

Seguimiento electromagnético

Imagen del Hubble de NGC  4993 con un recuadro que muestra el GRB  170817A durante 6  días. Crédito: NASA y ESA
Curvas de luz en varias longitudes de onda de una kilonova en NGC 4993.
El cambio en los espectros ópticos y de infrarrojo cercano en función del número de días transcurridos desde la detección.

Se emitieron varias alertas a otros astrónomos, comenzando con un informe de la detección de rayos gamma y el disparo del detector único LIGO a las 13:21  UTC, y una ubicación en el cielo con tres detectores a las 17:54  UTC. [ 21 ] Esto impulsó una búsqueda masiva por parte de muchos telescopios de exploración y robóticos . Además del gran tamaño esperado del área de búsqueda (aproximadamente 150 veces el área de una luna llena ), esta búsqueda fue un desafío porque el área de búsqueda estaba cerca del Sol en el cielo y, por lo tanto, era visible durante, como máximo, unas pocas horas después del anochecer para cualquier telescopio dado. [ 22 ]

En total, seis equipos (One-Meter, Two Hemispheres (1M2H), [ 26 ] DLT40, VISTA , Master, DECam y Observatorio Las Cumbres (Chile)) fotografiaron la misma nueva fuente de forma independiente en un intervalo de 90 minutos. [ 1 ] : 5 El primero en detectar luz óptica asociada con la colisión fue el equipo 1M2H que realiza el Swope Supernova Survey , que la encontró en una imagen de NGC 4993 tomada 10  horas y 52  minutos después del evento GW [ 10 ] [ 1 ] [ 27 ] por el Telescopio Swope de 1 metro de diámetro (3,3 pies) que opera en el infrarrojo cercano en el Observatorio Las Campanas , Chile. También fueron los primeros en anunciarlo, nombrando su detección SSS17a en una circular emitida 12 h 26 m después del evento. [ 26 ] Posteriormente, la nueva fuente recibió una designación oficial de la Unión Astronómica Internacional (IAU) : AT 2017gfo .  

El equipo 1M2H examinó todas las galaxias en la región del espacio predicha por las observaciones de ondas gravitacionales e identificó un único transitorio nuevo. [ 25 ] [ 27 ] Al identificar la galaxia anfitriona de la fusión, es posible proporcionar una distancia precisa consistente con la basada únicamente en ondas gravitacionales. [ 1 ] : 5

La detección de la fuente óptica e infrarroja cercana supuso una gran mejora en la localización, reduciendo la incertidumbre de varios grados a 0,0001  grados; esto permitió que muchos telescopios terrestres y espaciales de gran tamaño siguieran la fuente durante los días y semanas siguientes. A las pocas horas de su localización, se realizaron numerosas observaciones adicionales en todo el espectro infrarrojo y visible. [ 27 ] Durante los días siguientes, el color de la fuente óptica cambió de azul a rojo a medida que se expandía y enfriaba. [ 25 ]

Se observaron numerosos espectros ópticos e infrarrojos; los espectros iniciales eran casi indistinguibles, pero después de unos días, surgieron características amplias que indicaban la eyección de material a aproximadamente el 10  por ciento de la velocidad de la luz. Existen múltiples y sólidas evidencias de que AT  2017gfo es, en efecto, el remanente de GW170817. La evolución del color y los espectros son drásticamente diferentes a los de cualquier supernova conocida. La distancia de NGC  4993 es consistente con la estimada independientemente a partir de la señal de GW. No se ha encontrado ningún otro transitorio en la región de localización del cielo de GW. Finalmente, varias imágenes de archivo no muestran nada en la ubicación de AT  2017gfo, lo que descarta una estrella variable en primer plano en la Vía Láctea. [ 26 ]

La fuente fue detectada en el ultravioleta (pero no en rayos X) 15,3  horas después del evento por la Misión Swift de Estallidos de Rayos Gamma . [ 28 ] [ 7 ] Después de la falta inicial de detecciones de rayos X y radio, la fuente fue detectada en rayos X 9  días después [ 29 ] usando el Observatorio de Rayos X Chandra , [ 30 ] [ 31 ] [ 32 ] y 16  días después en radio [ 33 ] usando el Very Large Array (VLA) Karl G. Jansky en Nuevo México . [ 11 ] Más de 70  observatorios que cubren el espectro electromagnético observaron la fuente. [ 11 ]

La luz de radio y rayos X aumentó hasta un pico 150 días después de la fusión, [ 34 ] [ 35 ] disminuyendo posteriormente. [ 36 ] Los astrónomos han monitoreado el resplandor óptico posterior de GW170817 utilizando el Telescopio Espacial Hubble . [ 37 ] [ 38 ] El remanente finalmente comenzó a desvanecerse en las observaciones de rayos X tomadas en 2018, 260 días después de la fusión. [ 39 ] Aun así, el Observatorio Chandra observó una emisión continua de rayos X a 5 sigma 940 días después de la fusión. [ 40 ]

Otros detectores

No se encontraron neutrinos consistentes con la fuente en búsquedas posteriores realizadas por los observatorios de neutrinos IceCube y ANTARES y el Observatorio Pierre Auger . [ 19 ] [ 1 ] Una posible explicación para la no detección de neutrinos es que el evento se observó en un gran ángulo fuera del eje y, por lo tanto, el chorro de salida no estaba dirigido hacia la Tierra. [ 41 ] [ 42 ]

Origen y productos astrofísicos

El origen y las propiedades (masas y espines) de un sistema binario de estrellas de neutrones como GW170817 son el resultado de una larga secuencia de interacciones complejas de estrellas binarias. [ 43 ] La señal de ondas gravitacionales indicó que fue producida por la colisión de dos estrellas de neutrones [ 14 ] [ 15 ] [ 17 ] [ 44 ] con una masa total de2,82 +0,47 −0,09 masas solares ( M ☉ ). [ 19 ] Si se asumen giros bajos, consistentes con los observados en estrellas de neutrones binarias que se espera que se fusionen dentro del doble [ a ] ​​del tiempo de Hubble , la masa total es2,74 +0,04 −0,01 M ☉  .

Las masas de las estrellas progenitoras tienen mayor incertidumbre. La masa de chirrido , un parámetro directamente observable que puede equipararse aproximadamente a la media geométrica de las masas previas, se midió en1,188 +0,004 −0,002 M ☉  . [ 45 ] El progenitor más grande ( m 1 ) tiene una probabilidad del 90% de estar entre1,36 y 2,26 M ☉  , y el más pequeño ( m 2 ) tiene una probabilidad del 90% de estar entre0,86 y 1,36 M ☉  . [ 45 ] Bajo la suposición de bajo espín, los rangos son1,36 a 1,60 M ☉  para m 1 y1,17 a 1,36 M ☉  por m 2 , dentro de un radio de 12 km. [ 46 ]

Se creía que inicialmente se había formado una estrella de neutrones hipermasiva, como lo evidenciaba la gran cantidad de eyección (gran parte de la cual habría sido atrapada por un agujero negro en formación inmediata). Al principio, la falta de evidencia de emisiones impulsadas por la desaceleración de la estrella de neutrones, que ocurriría para estrellas de neutrones de mayor duración, sugirió que colapsó en un agujero negro en cuestión de milisegundos. [ 47 ] Sin embargo, un análisis más detallado de la cola de la señal GW170817 encontró posteriormente evidencia de otras características consistentes con la desaceleración de segundos de un magnetar hipermasivo intermedio o remanente , [ 48 ] y la energía de esta desaceleración se estimó en ≃63 Foe , equivalente al 3,5% de la masa-energía del Sol. [ 49 ] Esto estaba por debajo de la sensibilidad estimada de los algoritmos de búsqueda de LIGO en ese momento. [ 50 ] Esto fue confirmado en 2023 por un método de análisis estadísticamente independiente que reveló el motor central de GRB  170817A. [ 51 ]

La breve explosión de rayos gamma fue seguida durante los meses siguientes por su contraparte de kilonova de evolución más lenta , un resplandor óptico posterior de expansión esférica impulsado por la desintegración radiactiva de núcleos pesados ​​del proceso r producidos y eyectados en el instante cataclísmico inicial. [ 52 ] [ 53 ] GW170817 confirmó, por lo tanto, que las fusiones de estrellas de neutrones son sitios viables para el proceso r , donde puede ocurrir la nucleosíntesis de alrededor de la mitad de los isótopos en elementos más pesados ​​que el hierro. [ 11 ] Se cree que se formó un total de 16 000  veces la masa de la Tierra  en elementos pesados, incluyendo aproximadamente 10 masas terrestres solo de los dos elementos oro y platino. [ 54 ] La emisión electromagnética se estima en 0,5 % de la masa-energía del Sol. [ 49 ]

A partir de 2025, la naturaleza precisa del remanente compacto finalmente estable sigue siendo incierta. [ 48 ] [ 40 ]

Importancia científica

El interés científico en el evento fue enorme, con docenas de artículos preliminares (y casi 100 preprints [ 55 ] ) publicados el día del anuncio, incluyendo 8 cartas en Science , [ 11 ] 6 en Nature y 32 en un número especial de The Astrophysical Journal Letters dedicado al tema. [ 56 ] El interés y el esfuerzo fueron globales: el artículo que describe las observaciones de múltiples mensajeros [ 1 ] es obra de casi 4000 astrónomos (alrededor de un tercio de la comunidad astronómica mundial) de más de 900 instituciones, utilizando más de 70 observatorios en los 7 continentes y en el espacio. [ 13 ] [ 11 ]      

El trabajo teórico había predicho que las ondas gravitacionales se propagaban exactamente a la velocidad de la luz en el vacío. [ 57 ] El evento proporcionó un límite a la diferencia entre la velocidad de la luz en el vacío y la de la gravedad. Suponiendo que los primeros fotones se emitieron entre cero y diez segundos después de la emisión máxima de ondas gravitacionales, la diferencia entre las velocidades de las ondas gravitacionales y electromagnéticas,vGW−vEM{\displaystyle v_{\text{GW}}-v_{\text{EM}}}, está restringida a estar entre −3×10 −15 y +7×10 −16 veces la velocidad de la luz, lo que mejora la estimación anterior en aproximadamente 14  órdenes de magnitud. [ 45 ] [ 58 ] [ b ]

Además, GW170817 permitió investigar el principio de equivalencia (mediante la medición del retardo de Shapiro ) y la invariancia de Lorentz . [ 19 ] Los límites de posibles violaciones de la invariancia de Lorentz (valores de los "coeficientes del sector gravitatorio") se reducen con las nuevas observaciones hasta en diez órdenes de magnitud. [ 45 ]

El evento también excluyó algunas alternativas a la relatividad general , [ 59 ] [ 58 ] incluyendo variantes de la teoría escalar-tensorial , [ 60 ] [ 61 ] [ 62 ] [ 63 ] [ 64 ] [ 65 ] [ 66 ] [ 67 ] gravedad de Hořava-Lifshitz , [ 63 ] [ 68 ] [ 64 ] emuladores de materia oscura, [ 69 ] y gravedad bimétrica , [ 70 ] Además, un análisis publicado en julio de 2018 utilizó GW170817 para mostrar que las ondas gravitacionales se propagan completamente a través del espaciotiempo curvo (3+1)-dimensional descrito por la relatividad general, descartando hipótesis que involucran "fugas" a dimensiones espaciales superiores no compactas. [ c ] [ 71 ]

Las señales de ondas gravitacionales como GW170817 pueden usarse como una sirena estándar para proporcionar una medición independiente de la constante de Hubble . [ 72 ] [ 73 ] Una estimación inicial de la constante derivada de la observación es70,0 +12,0 −8,0  (km/s)/Mpc, en general consistente con las mejores estimaciones actuales . [ 72 ] Estudios posteriores mejoraron la medición a70,3 +5,3 −5,0  (km/s)/Mpc. [ 74 ] [ 75 ] Junto con la observación de futuros eventos de este tipo, se predijo que la incertidumbre alcanzaría el dos por ciento en cinco años y el uno por ciento en diez años. [ 76 ] [ 77 ] Sin embargo, hasta enero de 2025, no se habían localizado detecciones adicionales de ondas gravitacionales de fusiones de estrellas de neutrones mediante observación electromagnética. [ 78 ]

Representación artística del estroncio emergiendo de la fusión de estrellas de neutrones. [ 79 ]

Los análisis de GW170817 proporcionan más información sobre la dinámica de las fusiones de estrellas de neutrones. [ 80 ] Las observaciones electromagnéticas indican que estos eventos son responsables de la nucleosíntesis a través de la captura rápida de neutrones o proceso r [ 27 ] [ 81 ] —previamente se suponía que estaba asociada con explosiones de supernovas— y son, por lo tanto, la fuente primaria de elementos del proceso r más pesados ​​que el hierro, [ 1 ] incluyendo oro y platino. [ 54 ] [ 82 ] La primera identificación de elementos del proceso r en una fusión de estrellas de neutrones se obtuvo durante un reanálisis de los espectros de GW170817. Los espectros proporcionaron prueba directa de la producción de estroncio durante tal evento. [ 83 ] Desde entonces, se han identificado varios elementos del proceso r en la eyección, incluyendo itrio , [ 84 ] lantano y cerio . [ 85 ] Sin embargo, GW170817 por sí solo es insuficiente para determinar los rendimientos de la producción de elementos pesados. [ 86 ] [ 87 ]

GW170817 por sí solo ha permitido una determinación empírica de la masa máxima para una estrella de neutrones, el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff , que se sitúa en torno a 2,01 a 2,16.METRO⊙{\displaystyle M_{\odot }}(masas solares), [ 88 ] [ 89 ] aunque se conocen estrellas de neutrones más pesadas, como PSR J0952−0607 (2,35METRO⊙{\displaystyle M_{\odot }}). [ 5 ] Esta observación también ayudó a restringir la ecuación de estado para la materia nuclear densa [ 90 ] [ 91 ] y el posible rango de radios para las estrellas de neutrones. [ 92 ] En septiembre de 2018, los astrónomos informaron estudios relacionados sobre posibles fusiones de estrellas de neutrones (EN) y enanas blancas (EB): incluyendo fusiones EN-EN, EN-EB y EB-EB. [ 93 ]

En octubre de 2017, Stephen Hawking , en la que resultó ser su última entrevista televisada, habló sobre la importancia científica general de GW170817. Mencionó una determinación independiente de las distancias cosmológicas, la formación de elementos pesados, el nacimiento de agujeros negros, la comprobación de la relatividad general en el régimen de campo intenso y el comportamiento de la materia a densidades extremas. [ 94 ]

Comparaciones retrospectivas

En octubre de 2018, los astrónomos informaron que, en retrospectiva, un evento sGRB detectado en 2015 ( GRB 150101B ) podría representar un caso anterior de la misma astrofísica reportada para GW170817. Las similitudes entre los dos eventos en términos de emisiones de rayos gamma , ópticas y de rayos X , así como en la naturaleza de las galaxias anfitrionas asociadas, se consideraron "sorprendentes", lo que sugiere que el evento anterior también podría ser el resultado de la fusión de estrellas de neutrones, y que juntos podrían significar una clase de transitorios de kilonova hasta ahora desconocida , lo que hace que las kilonovas sean más diversas y comunes en el universo de lo que se creía anteriormente. [ 95 ] [ 96 ] [ 97 ] [ 98 ]

Investigaciones posteriores interpretaron además que GRB 160821B —otro sGRB anterior a GW170817— también pertenece a esta clase, nuevamente basándose en la semejanza del resplandor posterior con la firma AT 2017gfo . [ 99 ]

Véase también

Notas

  1. ↑ Sin una distribución a priori bayesiana , la periodicidad esperada de una serie temporal basada en una sola observación converge hacia el doble del período de observación.
  2. ↑ La restricción anterior sobre la diferencia entre las velocidades de la luz y la gravedad era de aproximadamente ±20%. [ 58 ]
  3. ↑ Los estudios de ondas gravitacionales no pueden descartar las dimensiones compactadas porque el límite de difracción fundamental para ondas con frecuencias de decenas a cientos de Hz limita su resolución probabilística a escalas no menores de miles de kilómetros, dejando sin resolver las características por debajo de esta escala.

Referencias

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  • "Detecciones" . LIGO .
  • "Observaciones de seguimiento de GW170817" . Archivado del original el 17 de septiembre de 2018. Consultado el 20 de octubre de 2017 .
  • Vídeos relacionados (16 de octubre de 2017):
    • Conferencia de prensa de NSF LIGO-Virgo: 2  paneles y preguntas y respuestas (03:21) en YouTube
    • MPI: Sonido de la fusión (0:32) en YouTube
    • AAAS (02 min 42 s ) en YouTube
    • Caltech (03 min 56 s ) en YouTube
    • MIT (00 min 42 s ) en YouTube
    • SciNews (01 min 46 s ) en YouTube