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Observatorio de ondas gravitacionales

Diagrama esquemático de un interferómetro láser. Un detector de ondas gravitacionales (utilizado en un observatorio de ondas gravitacionales ) es cualquier dispositivo diseñado ...

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Diagrama esquemático de un interferómetro láser.

Un detector de ondas gravitacionales (utilizado en un observatorio de ondas gravitacionales ) es cualquier dispositivo diseñado para medir pequeñas distorsiones del espacio-tiempo llamadas ondas gravitacionales . Desde la década de 1960, se han construido y mejorado constantemente diversos tipos de detectores de ondas gravitacionales. La generación actual de interferómetros láser ha alcanzado la sensibilidad necesaria para detectar ondas gravitacionales de fuentes astronómicas, convirtiéndose así en la herramienta principal de la astronomía de ondas gravitacionales .

La primera observación directa de ondas gravitacionales se realizó en septiembre de 2015 por los observatorios Advanced LIGO , que detectaron ondas gravitacionales con longitudes de onda de unos pocos miles de kilómetros provenientes de un sistema binario de agujeros negros estelares en fusión . En junio de 2023, cuatro colaboraciones de redes de cronometraje de púlsares presentaron la primera evidencia sólida de un fondo de ondas gravitacionales con longitudes de onda que abarcan años luz, muy probablemente provenientes de muchos sistemas binarios de agujeros negros supermasivos . [ 1 ]

Desafío

La detección directa de ondas gravitacionales se complica por el efecto extraordinariamente pequeño que producen en un detector. La amplitud de una onda esférica disminuye inversamente con la distancia a la fuente. Por lo tanto, incluso las ondas provenientes de sistemas extremos, como la fusión de agujeros negros binarios, se atenúan hasta alcanzar una amplitud muy pequeña al llegar a la Tierra. Los astrofísicos predijeron que algunas ondas gravitacionales que pasan cerca de la Tierra podrían producir un movimiento diferencial del orden de 10⁻¹⁸ m  en un instrumento del tamaño de LIGO . [ 2 ]

Antenas de masa resonante

Un dispositivo sencillo para detectar el movimiento ondulatorio esperado se denomina antena de masa resonante: un cuerpo sólido de metal de gran tamaño, aislado de las vibraciones externas. Este tipo de instrumento fue el primer detector de ondas gravitacionales. Las tensiones en el espacio debidas a una onda gravitacional incidente excitan la frecuencia resonante del cuerpo y, por lo tanto, podrían amplificarse hasta niveles detectables. Es posible que una supernova cercana sea lo suficientemente potente como para ser detectada sin amplificación resonante. Sin embargo, hasta 2018, no se había realizado ninguna observación de ondas gravitacionales que hubiera sido ampliamente aceptada por la comunidad científica con ningún tipo de antena de masa resonante, a pesar de las afirmaciones de observación de algunos investigadores que operaban dichas antenas.

Se han construido tres tipos de antenas de masa resonante: antenas de barra a temperatura ambiente, antenas de barra enfriadas criogénicamente y antenas esféricas enfriadas criogénicamente.

El primer tipo fue la antena en forma de barra a temperatura ambiente llamada barra Weber ; estas predominaron en las décadas de 1960 y 1970 y se construyeron muchas en todo el mundo. Weber y otros afirmaron a finales de la década de 1960 y principios de la de 1970 que estos dispositivos detectaban ondas gravitacionales; sin embargo, otros experimentadores no lograron detectarlas con ellos, y se llegó al consenso de que las barras Weber no serían un medio práctico para detectar ondas gravitacionales. [ 3 ]

La segunda generación de antenas de masa resonante, desarrolladas en las décadas de 1980 y 1990, fueron las antenas de barra criogénica, también conocidas como barras de Weber. En la década de 1990, existían cinco antenas de barra criogénica principales: AURIGA (Padua, Italia), NAUTILUS (Roma, Italia), EXPLORER (CERN, Suiza), ALLEGRO (Luisiana, EE. UU.) y NIOBE (Perth, Australia). En 1997, estas cinco antenas, operadas por cuatro grupos de investigación, formaron la Colaboración Internacional de Eventos Gravitacionales (IGEC). Si bien se registraron varios casos de desviaciones inexplicables de la señal de fondo, no se confirmaron casos de observación de ondas gravitacionales con estos detectores.

En la década de 1980, también existió una antena de barra criogénica llamada ALTAIR , que, junto con una antena de barra a temperatura ambiente llamada GEOGRAV , se construyó en Italia como prototipo para futuras antenas de barra. Los operadores del detector GEOGRAV afirmaron haber observado ondas gravitacionales provenientes de la supernova SN1987A (junto con otra antena de barra a temperatura ambiente), pero estas afirmaciones no fueron aceptadas por la comunidad científica en general.

Estas modernas versiones criogénicas de la barra de Weber funcionaban con dispositivos de interferencia cuántica superconductores para detectar vibraciones (ALLEGRO, por ejemplo). Algunas de ellas continuaron en funcionamiento después de que las antenas interferométricas alcanzaran sensibilidad astrofísica, como AURIGA, un detector de ondas gravitacionales de barra cilíndrica resonante ultracriogénico ubicado en el INFN de Italia. Los equipos de AURIGA y LIGO colaboraron en observaciones conjuntas. [ 4 ]

En la década de 2000, surgió la tercera generación de antenas de masa resonante: las antenas criogénicas esféricas. Alrededor del año 2000 se propusieron cuatro antenas esféricas, dos de las cuales se construyeron en versiones reducidas, mientras que las otras dos se cancelaron. Las antenas propuestas fueron GRAIL (Países Bajos, reducida a MiniGRAIL ), TIGA (EE. UU., se fabricaron pequeños prototipos), SFERA (Italia) y Graviton (Brasil, reducida a Mario Schenberg ).

Las dos antenas de tamaño reducido, MiniGRAIL y Mario Schenberg , son similares en diseño y se operan mediante un esfuerzo colaborativo. MiniGRAIL tiene su sede en la Universidad de Leiden y consiste en una esfera de 1150 kg (2540 lb) mecanizada con precisión y enfriada criogénicamente a 20 mK (−273,1300 °C; −459,6340 °F) . [ 5 ] La configuración esférica permite una sensibilidad uniforme en todas las direcciones y es experimentalmente más sencilla que los dispositivos lineales más grandes que requieren alto vacío. Los eventos se detectan midiendo la deformación de la esfera detectora . MiniGRAIL es altamente sensible en el rango de 2 a 4 kHz, adecuada para detectar ondas gravitacionales provenientes de inestabilidades de estrellas de neutrones en rotación o fusiones de agujeros negros pequeños. [ 6 ]      

Existe consenso en que los detectores de masa resonantes criogénicos actuales no son lo suficientemente sensibles como para detectar nada más que ondas gravitacionales extremadamente potentes (y, por lo tanto, muy raras). Hasta 2020, no se había detectado ninguna onda gravitacional mediante antenas resonantes criogénicas.

interferómetros láser

Funcionamiento simplificado de un observatorio de ondas gravitacionales
Figura 1 : Un divisor de haz (línea verde) divide la luz coherente (proveniente del recuadro blanco) en dos haces que se reflejan en los espejos (óvalos cian); solo se muestra un haz saliente y uno reflejado en cada brazo, separados para mayor claridad. Los haces reflejados se recombinan y se detecta un patrón de interferencia (círculo morado).
Figura 2 : Una onda gravitacional que pasa por el brazo izquierdo (amarillo) cambia su longitud y, por lo tanto, el patrón de interferencia.

Un detector más sensible utiliza interferometría láser para medir el movimiento inducido por ondas gravitacionales entre masas «libres» separadas. [ 7 ] Esto permite separar las masas a grandes distancias (aumentando la amplitud de la señal); otra ventaja es su sensibilidad a un amplio rango de frecuencias (no solo a las cercanas a una resonancia, como ocurre con las barras de Weber). Actualmente, existen interferómetros terrestres en funcionamiento.

Actualmente, el interferómetro láser terrestre más sensible es LIGO (Observatorio de Ondas Gravitacionales por Interferometría Láser). LIGO es famoso por haber sido el lugar donde se confirmaron las primeras detecciones de ondas gravitacionales en 2015. LIGO cuenta con dos detectores: uno en Livingston, Luisiana ; y el otro en el sitio de Hanford en Richland, Washington . Cada uno consta de dos brazos de almacenamiento de luz de 4  km de longitud. Estos brazos forman un  ángulo de 90 grados entre sí, y la luz pasa a través de tubos de vacío de 1 m (3 pies 3 pulgadas) de diámetro que recorren los 4 kilómetros (2,5 millas) . Una onda gravitacional que pasa estira ligeramente un brazo mientras acorta el otro. Este es precisamente el movimiento al que un interferómetro de Michelson es más sensible.    

Incluso con brazos tan largos, las ondas gravitacionales más fuertes solo cambiarán la distancia entre los extremos de los brazos en un máximo de aproximadamente 10⁻¹⁸ metros  . LIGO debería ser capaz de detectar ondas gravitacionales tan pequeñas comoh≈5×10−22{\displaystyle h\approx 5\times 10^{-22}}Las mejoras en LIGO y otros detectores como Virgo , GEO600 y TAMA 300 deberían aumentar aún más la sensibilidad, y la próxima generación de instrumentos (Advanced LIGO Plus y Advanced Virgo Plus) será aún más sensible. Otro interferómetro de alta sensibilidad ( KAGRA ) comenzó a operar en 2020. [ 8 ] [ 9 ] Un punto clave es que un aumento de diez veces en la sensibilidad (radio de "alcance") aumenta el volumen de espacio accesible al instrumento en mil. Esto aumenta la tasa a la que deberían verse señales detectables de una por cada decenas de años de observación, a decenas por año.

Los detectores interferométricos están limitados a altas frecuencias por el ruido de disparo , que se produce porque los láseres generan fotones aleatoriamente. Una analogía es la de la lluvia: la tasa de lluvia, al igual que la intensidad del láser, es medible, pero las gotas de lluvia, como los fotones, caen en momentos aleatorios, lo que provoca fluctuaciones alrededor del valor promedio. Esto genera ruido en la salida del detector, muy similar a la estática de radio. Además, para una potencia láser suficientemente alta, el momento aleatorio transferido a las masas de prueba por los fotones láser hace vibrar los espejos, enmascarando las señales a bajas frecuencias. El ruido térmico (por ejemplo, el movimiento browniano ) es otro límite para la sensibilidad. Además de estas fuentes de ruido "estacionarias" (constantes), todos los detectores terrestres también están limitados a bajas frecuencias por el ruido sísmico y otras formas de vibración ambiental, y otras fuentes de ruido "no estacionarias"; crujidos en estructuras mecánicas, rayos u otras grandes perturbaciones eléctricas, etc., también pueden generar ruido que enmascare un evento o incluso lo imite. Todos estos factores deben tenerse en cuenta y excluirse mediante un análisis antes de que una detección pueda considerarse un verdadero evento de ondas gravitacionales.

También se están desarrollando interferómetros espaciales, como LISA y DECIGO . El diseño de LISA contempla tres masas de prueba que forman un triángulo equilátero, con láseres que se conectan entre sí, creando dos interferómetros independientes. Se prevé que LISA ocupe una órbita solar que siga a la Tierra, con cada brazo del triángulo de cinco millones de kilómetros. Esto sitúa al detector en un excelente vacío, lejos de las fuentes de ruido terrestres, aunque seguirá siendo susceptible al ruido de disparo, así como a los artefactos causados ​​por los rayos cósmicos y el viento solar .

Einstein@Home

En cierto modo, las señales más fáciles de detectar deberían ser las de fuentes constantes. Las supernovas y las fusiones de estrellas de neutrones o agujeros negros deberían tener amplitudes mayores y ser más interesantes, pero las ondas generadas serían más complejas. Las ondas emitidas por una estrella de neutrones giratoria y con protuberancias serían monocromáticas , como un tono puro en acústica . Su amplitud y frecuencia no variarían mucho.

El proyecto Einstein@Home es un proyecto de computación distribuida similar a SETI@Home, cuyo objetivo es detectar este tipo de onda gravitacional simple. Al tomar datos de LIGO y GEO y enviarlos en pequeños fragmentos a miles de voluntarios para su análisis paralelo en sus computadoras personales, Einstein@Home puede examinar los datos mucho más rápidamente de lo que sería posible de otro modo. [ 10 ]

Matrices de sincronización de pulsares

Un enfoque diferente para detectar ondas gravitacionales es el que utilizan las redes de cronometraje de púlsares , como la European Pulsar Timing Array [ 11 ] , el North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves [ 12 ] y la Parkes Pulsar Timing Array [ 13 ] . Estos proyectos proponen detectar ondas gravitacionales analizando el efecto que estas tienen en las señales entrantes de una red de 20 a 50 púlsares de milisegundos bien conocidos . A medida que una onda gravitacional que pasa por la Tierra contrae el espacio en una dirección y lo expande en otra, los tiempos de llegada de las señales de los púlsares desde esas direcciones se desplazan correspondientemente. Al estudiar un conjunto fijo de púlsares en el cielo, estas redes deberían poder detectar ondas gravitacionales en el rango de los nanohertz. Se espera que dichas señales sean emitidas por pares de agujeros negros supermasivos en fusión [ 14 ] .

En junio de 2023, cuatro colaboraciones de redes de cronometraje de púlsares, las tres mencionadas anteriormente y la Red de Cronometraje de Púlsares China, presentaron evidencia independiente pero similar de un fondo estocástico de ondas gravitacionales de nanohertz. Aún no se ha podido identificar la fuente de este fondo. [ 15 ] [ 16 ] [ 17 ] [ 18 ]

Fondo cósmico de microondas

La radiación cósmica de fondo de microondas, radiación remanente de cuando el Universo se enfrió lo suficiente para que se formaran los primeros átomos , puede contener la huella de las ondas gravitacionales del Universo primitivo . La radiación de microondas está polarizada. El patrón de polarización se puede dividir en dos clases llamadas modos E y modos B. Esto es análogo a la electrostática, donde el campo eléctrico ( campo E ) tiene un rizo nulo y el campo magnético ( campo B ) tiene una divergencia nula . Los modos E pueden crearse mediante diversos procesos, pero los modos B solo pueden producirse por lentes gravitacionales , ondas gravitacionales o dispersión por polvo .

El 17 de marzo de 2014, astrónomos del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica anunciaron la aparente detección de ondas gravitacionales de huella en el fondo cósmico de microondas , que, de confirmarse, proporcionaría una fuerte evidencia de la inflación y el Big Bang . [ 19 ] [ 20 ] [ 21 ] [ 22 ] Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se informó de una menor confianza en la confirmación de los hallazgos; [ 23 ] [ 24 ] [ 25 ] y el 19 de septiembre de 2014, una confianza aún menor. [ 26 ] [ 27 ] Finalmente, el 30 de enero de 2015, la Agencia Espacial Europea anunció que la señal puede atribuirse completamente al polvo en la Vía Láctea. [ 28 ]

Diseños de detectores novedosos

Interferometría atómica.

Actualmente existen dos detectores que se centran en la detección de ondas gravitacionales en el extremo superior del espectro (10⁻⁷ a 10⁵ Hz ) : uno en la Universidad de Birmingham , Inglaterra, y el otro en el INFN de Génova, Italia. Un tercero está en desarrollo en la Universidad de Chongqing , China. El detector de Birmingham mide los cambios en el estado de polarización de un haz de microondas que circula en un circuito cerrado de aproximadamente un metro de diámetro. Se han fabricado dos y se espera que sean sensibles a las deformaciones periódicas del espacio-tiempo.h∼2×10−13/Hz{\displaystyle h\sim {2\times 10^{-13}/{\sqrt {\mathit {Hz}}}}}, dado como una densidad espectral de amplitud . El detector INFN Génova es una antena resonante que consta de dos osciladores armónicos superconductores esféricos acoplados de unos pocos centímetros de diámetro. Los osciladores están diseñados para tener (cuando están desacoplados) frecuencias de resonancia casi iguales. Actualmente se espera que el sistema tenga una sensibilidad a las deformaciones periódicas del espacio-tiempo deh∼2×10−17/Hz{\displaystyle h\sim {2\times 10^{-17}/{\sqrt {\mathit {Hz}}}}}, con la expectativa de alcanzar una sensibilidad deh∼2×10−20/Hz{\displaystyle h\sim {2\times 10^{-20}/{\sqrt {\mathit {Hz}}}}}. El detector de la Universidad de Chongqing está diseñado para detectar ondas gravitacionales reliquia de alta frecuencia con los parámetros típicos previstos de ~ 10 10 Hz (10  GHz) y h ~ 10 −30 a 10 −31 .

El detector de sensores levitados es un detector propuesto para ondas gravitacionales con una frecuencia entre 10  kHz y 300  kHz, que potencialmente provienen de agujeros negros primordiales . [ 29 ] Utilizará partículas dieléctricas levitadas ópticamente en una cavidad óptica. [ 30 ]

Una antena de barra de torsión (TOBA, por sus siglas en inglés) es un diseño propuesto compuesto por dos barras largas y delgadas, suspendidas como péndulos de torsión en forma de cruz, en las que el ángulo diferencial es sensible a las fuerzas de las ondas gravitacionales de marea.

También se han propuesto y se están desarrollando detectores basados ​​en ondas de materia ( interferómetros atómicos ). [ 31 ] [ 32 ] Ha habido propuestas desde principios de la década de 2000. [ 33 ] Se propone la interferometría atómica para extender el ancho de banda de detección en la banda de infrasonido (10 mHz – 10  Hz), [ 34 ] [ 35 ] donde los detectores terrestres actuales están limitados por el ruido gravitatorio de baja frecuencia. [ 36 ] Un proyecto demostrador llamado Antena de Gravitación Interferométrica basada en Láser de Ondas de Materia (MIGA) comenzó su construcción en 2018 en el entorno subterráneo de LSBB (Rustrel, Francia). [ 37 ]

Lista de detectores de ondas gravitacionales

Curvas de ruido para una selección de detectores en función de la frecuencia. También se muestra la deformación característica de posibles fuentes astrofísicas. Para ser detectable, la deformación característica de una señal debe estar por encima de la curva de ruido. [ 38 ]

Detectores de masa resonantes

Interferómetros

Los detectores interferométricos de ondas gravitacionales suelen agruparse en generaciones según la tecnología empleada. [ 40 ] [ 41 ] Los detectores interferométricos desplegados en las décadas de 1990 y 2000 sirvieron como banco de pruebas para muchas de las tecnologías fundamentales necesarias para la detección inicial y se conocen comúnmente como la primera generación. [ 41 ] [ 40 ] La segunda generación de detectores, que operó en la década de 2010, principalmente en las mismas instalaciones como LIGO y Virgo, mejoró estos diseños con técnicas sofisticadas como espejos criogénicos y la inyección de vacío comprimido. [ 41 ] Esto condujo a la primera detección inequívoca de una onda gravitacional por Advanced LIGO en 2015. La tercera generación de detectores se encuentra actualmente en fase de planificación y busca superar a la segunda generación logrando una mayor sensibilidad de detección y un rango más amplio de frecuencias accesibles. Todos estos experimentos involucran muchas tecnologías en continuo desarrollo durante varias décadas, por lo que la categorización por generación es necesariamente solo aproximada.

Sincronización del Pulsar

Véase también

Referencias

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  2. ↑ Whitcomb, SE, "Interferometría láser de precisión en el proyecto LIGO" , Actas del Simposio Internacional sobre Problemas Modernos en Física Láser, 27 de agosto - 3 de septiembre de 1995, Novosibirsk , Publicación LIGO P950007-01-R
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  7. ↑ La idea de utilizar la interferometría láser para la detección de ondas gravitacionales fue mencionada por primera vez por Gerstenstein y Pustovoit en 1963 (Sov. Phys.–JETP 16 433). Weber la mencionó en un cuaderno de laboratorio inédito. Rainer Weiss describió por primera vez en detalle una solución práctica con un análisis de las limitaciones realistas de la técnica en R. Weiss (1972). «Electromagnetically Coupled Broadband Gravitational Antenna». Quarterly Progress Report, Research Laboratory of Electronics, MIT 105: 54.
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  • Vídeo (04:36) – Detección de una onda gravitacional , Dennis Overbye , NYT (11 de febrero de 2016).
  • Vídeo (71:29) – Conferencia de prensa en la que se anuncia el descubrimiento: "LIGO detecta ondas gravitacionales" , Fundación Nacional de Ciencias (11 de febrero de 2016).
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