GW250114

GW250114 fue una fusión de agujeros negros detectada por LIGO el 14 de enero de 2025. ^{[ 2 ] [ 3 ]} Generó la señal de ondas gravitacionales más clara recibida hasta la fecha, ^{[ 4 ]} con una relación señal-ruido (SNR) de aproximadamente 77–80, ^{[ 5 ] [ 6 ]} mucho más clara que la SNR de 42 de la mejor observación de ondas gravitacionales anterior (de GW230814). ^{[ 1 ]} Identificó (con un nivel de significancia de 4,1 ‍ σ ) el primer sobretono de la solución de Kerr para un agujero negro en rotación . ^{[ 7 ]} Los hallazgos fueron corroborados en un artículo científico de septiembre de 2025. ^{[ 1 ]}

El descubrimiento es una confirmación empírica del teorema del área de Stephen Hawking de 1971. ^{[ 8 ]} Este teorema establece que, aunque los agujeros negros pierden energía por ondas gravitacionales y un momento angular creciente ( espín ), lo que puede reducir el área superficial, el área superficial total de dos agujeros negros fusionados debe aumentar o permanecer igual. ^{[ 9 ]}

LIGO combina periodos de observación con mejoras en sus instalaciones. Cada periodo se divide normalmente en dos o tres subperiodos para obtener correcciones más pequeñas. El cuarto periodo de observación (O4) se desarrolló (O4a) desde el 24 de mayo de 2023 hasta el 16 de enero de 2024, luego (O4b) desde el 10 de abril de 2024 hasta el 28 de enero de 2025, y un tercer subperiodo comenzó el 11 de junio de 2025, con fecha de finalización prevista para noviembre de 2025. GW250114 se detectó cerca del final del subperiodo O4b. ^{[ 3 ]}

El 14 de enero de 2025, ambos interferómetros de LIGO (uno en Hanford , Washington y otro en Livingston, Luisiana ) estaban en funcionamiento, pero los de sus socios Virgo y KAGRA no. Justo después de las 08:22:03 UTC , los interferómetros de LIGO registraron señales de ondas gravitacionales casi idénticas, con partes de la señal que presentaban una relación señal/ruido superior a 10σ. ^{[ 1 ]}

La señal coincidía con la de dos agujeros negros, uno de masa33.6+1,2 −0,8 M _☉ y el otro de masa32.2+0,8 −1,3 M _☉ , con masa fusionada62.7+1,0 −1,1 M _☉ . La energía liberada fue3,1 ± 2,2  M _☉ c ² . ^{[ 1 ]}

Ambos eran de bajo giro, como máximo alrededor de0,25 del espín máximo posible. El espín fusionado fue0,68+0,01 −0,01del máximo espín posible. ^{[ 1 ]}

La medición de GW250114 tiene una relación señal-ruido (SNR) de 80, lograda mediante la combinación de las mediciones récord de SNR de ambos detectores LIGO y mucho más limpia que la SNR de 26 de la primera observación de una onda gravitacional ( GW150914 ) una década antes. ^{[ 1 ]} La reducción de ruido acelera la tasa de descubrimiento de nuevas fusiones de agujeros negros y captura datos detallados que amplían el alcance de lo que se aprende sobre las propiedades fundamentales de los agujeros negros. ^{[ 10 ]}

Cuando un nuevo agujero negro se estabiliza, emite ondas gravitacionales reverberantes, una etapa denominada decaimiento . Mediante el tono y la atenuación de los dos armónicos de la señal ( sobretonos ) medidos, se puede determinar la masa y el espín del agujero negro. Si bien los científicos no pudieron distinguir más de un armónico en el decaimiento de la colisión del agujero negro con la señal 2015, mucho más débil, sí lo lograron con GW250114, gracias a datos con una relación señal/ruido mucho mayor. ^{[ 1 ]}

Observaciones previas de fusiones de agujeros negros, desde la fusión original de 2015 y posteriores ^{[ 11 ],} han sido consistentes con el teorema de no-pelo y el teorema del área de Hawking . Sin embargo, la baja relación señal-ruido de estas señales impedía obtener conclusiones más precisas. La notable mejora en la relación señal-ruido de LIGO ha permitido comenzar a afirmar la confirmación de estas predicciones teóricas. ^{[ 2 ]}

Los agujeros negros, tal como se describen en la relatividad general de Einstein , se caracterizan completamente por su masa, momento angular o espín y carga eléctrica. Las masas de los agujeros negros se miden en términos de la masa del Sol, o masa solar . ^{[ 12 ]} El parámetro de espín adimensional está entre 0 y 1, ^{[ 13 ]} donde 0 denota momento angular cero, y 1 denota el momento angular máximo posible para la masa dada. Generalmente se piensa que los agujeros negros astrofísicos son eléctricamente neutros, lo que significa que la carga se toma como 0. ^{[ 14 ]} Si la carga y el espín son cero, el agujero negro se describe mediante la métrica de Schwarzschild , con un parámetro libre, la masa. Cuando solo la carga es cero, el agujero negro se describe mediante la métrica de Kerr , que depende de dos parámetros, la masa y el espín. ^{[ 15 ]} La afirmación de que un solo agujero negro en un universo por lo demás vacío se describe completamente por su masa, espín y carga se conoce como el teorema de no-pelo . ^{[ 16 ] [ 17 ]}

En cambio, el campo gravitatorio de una estrella de neutrones es sensible a la composición interna exacta de la materia neutrónica interior, y posiblemente a pequeñas "montañas" (de unos pocos centímetros de altura) que irradiarían ondas gravitatorias si la estrella de neutrones estuviera girando (un "púlsar" gravitatorio). ^{[ 18 ]}

Son posibles las desviaciones, pero solo en condiciones extremas. La colisión y fusión de un sistema binario de agujeros negros es un ejemplo de ello. Desde justo antes de la colisión hasta poco después de la fusión, se presenta una geometría compleja, pero esta disipa rápidamente cualquier perturbación de su forma esférica, emitiendo ondas gravitacionales y estabilizándose en un agujero negro sin pelo. (Véase el teorema de Price ). Como todas las ondas, estas pueden describirse en términos de una vibración fundamental modificada por armónicos de mayor frecuencia y menor amplitud. ^{[ 19 ] [ 20 ]}

Aunque desde 2005 ha sido posible calcular lo que sucede en cualquier fusión dada (usando métodos desarrollados por Frans Pretorius y otros), ^{[ 19 ] [ 21 ]} no se conoce ninguna solución abstracta que pueda escribirse como una fórmula. ^{[ 22 ]} En consecuencia, muchas propiedades del agujero negro posterior a la fusión pueden inferirse a partir de simulaciones por computadora, pero no pueden probarse estrictamente matemáticamente. En la década de 1970, Roger Penrose y Stephen Hawking encontraron pruebas matemáticas que describen un aspecto del agujero negro combinado que puede derivarse de las ecuaciones de campo de Einstein. ^{[ 23 ] [ 9 ]} En particular, si bien la dinámica de la fusión de agujeros negros puede ser complicada (como la energía que se irradia en forma de ondas gravitacionales, y que el giro aumenta en el fusionado, lo que a su vez puede reducir el área de la superficie), Hawking demostró matemáticamente que el área de la superficie total del agujero negro fusionado debe aumentar de tamaño en la fusión o permanecer igual. ^{[ 9 ]} Esta similitud es clave en los intentos actuales de desarrollar una teoría de la gravedad cuántica . ^{[ 24 ]}

Mientras que los dos agujeros negros tenían una superficie total de aproximadamente240 000 kilómetros cuadrados (aproximadamente del tamaño del Reino Unido), el agujero negro final del tamaño de aproximadamente400 000 kilómetros cuadrados (aproximadamente del tamaño de Suecia). ^{[ 24 ]}

La astronomía de ondas gravitacionales se basa en la comparación de señales detectadas por un interferómetro con cálculos de formas de onda que simulan colisiones de agujeros negros (u otros escenarios de emisión de ondas). ^{[ 25 ]} En particular, LIGO y VIRGO han limitado fuertemente las teorías no einsteinianas de la gravitación . Sin embargo, aún se desconoce una predicción completa de primeros principios de la señal emitida por una colisión de agujeros negros; solo se han obtenido soluciones simplificadas para las partes temprana y tardía de la señal. Aun así, observar nuevos detalles de las predicciones einsteinianas se considera una fuerte confirmación. ^{[ 26 ]} Antes de GW250114, se habían encontrado confirmaciones de los aspectos generales de los agujeros negros en la relatividad general y se había obtenido un catálogo útil de fusiones de agujeros negros. ^{[ 4 ]} Las mejoras de LIGO para O4 permitieron una mayor precisión en la identificación de señales, lo que ha llevado a una mayor precisión en el análisis de la forma de onda correspondiente. Hubo indicios de sobretonos de Kerr y del teorema del área de Hawking, pero las barras de error impidieron cualquier afirmación definitiva. ^{[ 27 ]}

GW250114 fue lo suficientemente fuerte como para que el primer sobretono de Kerr se observara con alta confianza, y sobretonos superiores con cierta precisión. El teorema del área de Hawking, que en este caso afirma que el área fusionada es mayor que la suma de las áreas de los dos agujeros negros en colisión, fue confirmado. ^{[ 27 ]} Un análisis posterior redujo los márgenes de error en las mediciones y limitó aún más cualquier posible desviación de las predicciones de la relatividad general. ^{[ 28 ] [ 29 ]}

GW250114 proporciona pruebas contundentes de que los agujeros negros se describen con precisión mediante la relatividad general. ^{[ 30 ]} La fusión fue la más clara jamás detectada en el momento de su descubrimiento. ^{[ 4 ] [ 31 ]}

• Primera observación de ondas gravitacionales
• GW231123 , otro gran evento de ondas gravitacionales detectado dos años antes.
• Lista de observaciones de ondas gravitacionales