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Articulo de referencia

Búsqueda interferométrica de ondas gravitacionales desde tierra

La búsqueda interferométrica de ondas gravitacionales terrestres se refiere al uso de interferómetros extremadamente grandes construidos en la Tierra para detectar pasivamente (...

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La búsqueda interferométrica de ondas gravitacionales terrestres se refiere al uso de interferómetros extremadamente grandes construidos en la Tierra para detectar pasivamente (u "observar") eventos de ondas gravitacionales en todo el cosmos. [ 1 ] La mayoría de las observaciones de ondas gravitacionales registradas se han realizado utilizando esta técnica; la primera detección , que reveló la fusión de dos agujeros negros, se realizó en 2015 por los sitios LIGO .

A partir de 2024Los principales detectores son los dos sitios LIGO en Estados Unidos, Virgo en Italia y KAGRA en Japón, todos ellos pertenecientes a la segunda generación de detectores operativos. Entre los proyectos en desarrollo se encuentran LIGO-India , también de la segunda generación, y el Telescopio Einstein y el Explorador Cósmico, que conforman la tercera generación. También se planean interferómetros espaciales como LISA , con un concepto similar pero dirigidos a diferentes tipos de fuentes y que utilizan tecnologías muy distintas. [ 1 ] : 40

Historia

Aunque Einstein formuló por primera vez las ondas gravitacionales como parte de la relatividad general en 1916, [ 2 ] no hubo intentos reales de detectarlas hasta la década de 1960, cuando Joseph Weber creó la primera de las llamadas " barras de Weber ". Si bien estas no lograron alcanzar la sensibilidad requerida para detectar ondas gravitacionales, en ese momento se crearon muchos grupos de investigación centrados en este tema. Aunque se dedicaron muchos esfuerzos a mejorar el diseño de la barra resonante, la idea de utilizar un gran interferómetro para la detección de ondas gravitacionales se formuló en la década de 1970 y comenzó a ganar terreno en la década de 1980, lo que llevó a la fundación de LIGO en 1984 y Virgo en 1989. [ 3 ] [ 4 ]

La mayoría de los grandes interferómetros actuales comenzaron su construcción en la década de 1990 y finalizaron a principios de la década de 2000 (1999 para LIGO, [ 5 ] 2003 para Virgo, [ 6 ] 2002 para GEO 600). Tras algunos años de observación y mejoras para alcanzar su sensibilidad objetivo, quedó claro que la detección era improbable y que se requerían más mejoras, lo que dio lugar a grandes proyectos ahora denominados "segunda generación de detectores" (Advanced LIGO y Virgo), con importantes aumentos de sensibilidad. Este periodo también marcó el inicio de los periodos de observación conjunta entre los diferentes detectores, que son cruciales para confirmar la validez de una señal, y propició colaboraciones entre los distintos equipos.

Las actualizaciones de segunda generación se realizaron a principios de la década de 2010, extendiéndose de 2010 a 2014 para LIGO y de 2011 a 2017 para Virgo. Paralelamente, el proyecto KAGRA se lanzó en Japón en 2010. En 2015, poco después de reiniciar las observaciones, los dos detectores LIGO lograron la primera observación directa de ondas gravitacionales . Esto marcó el comienzo de la serie aún en curso de períodos de observación de ondas gravitacionales, etiquetados de O1 a O5; [ 7 ] Virgo se unió a las observaciones en 2017, cerca del final del período O2, lo que condujo rápidamente a la primera observación de tres detectores , y unos días después al evento GW170817 , que es el único hasta la fecha que se ha observado tanto con ondas gravitacionales como con radiación electromagnética . KAGRA se completó en 2020, observando solo por períodos breves de tiempo debido a su baja sensibilidad hasta ahora.

La campaña de observación O4 está en curso y se espera que dure hasta noviembre de 2025. Se han publicado más de 90 detecciones confirmadas; las colaboraciones ahora también generan alertas en tiempo real cuando se detectan señales, y ya se han emitido más de 200 alertas significativas durante O4. [ 8 ]

Principio

En la relatividad general, una onda gravitacional es una perturbación del espacio-tiempo que se propaga a la velocidad de la luz. Por lo tanto, curva ligeramente el espacio-tiempo, lo que cambia localmente la trayectoria de la luz. Matemáticamente hablando, sih{\displaystyle h}es la amplitud (que se supone pequeña) de la onda gravitacional entrante yL{\displaystyle L}la longitud de la cavidad óptica en la que circula la luz, el cambioδL{\displaystyle \delta L}de la trayectoria óptica debida a la onda gravitacional viene dada por la fórmula: [ 9 ]δLL=do×h{\displaystyle {\frac {\delta L}{L}}=C\times h}condo≤1{\displaystyle C\leq 1}Se trata de un factor geométrico que depende de la orientación relativa entre la cavidad y la dirección de propagación de la onda gravitacional incidente. En otras palabras, el cambio de longitud es proporcional tanto a la longitud de la cavidad como a la amplitud de la onda gravitacional.

Animación que muestra el principio de detección de ondas gravitacionales mediante un interferómetro. Los desplazamientos de los espejos y la diferencia de fase están muy exagerados; además, el tiempo se ralentiza en más de un factor de 10.

Interferómetro

En una configuración típica, el detector es un interferómetro de Michelson con espejos suspendidos. Un divisor de haz inclinado 45 grados divide un láser en dos haces . Estos dos haces se propagan por los brazos perpendiculares del interferómetro, se reflejan en espejos situados en los extremos de los brazos y se recombinan en el divisor de haz, generando interferencias que son detectadas por un fotodiodo . Una onda gravitacional incidente modifica la trayectoria óptica de los haces láser en los brazos, lo que a su vez altera el patrón de interferencia registrado por el fotodiodo.

Esto significa que los distintos espejos del interferómetro deben permanecer fijos en su posición: al moverse, la longitud de la cavidad óptica cambia, al igual que la señal de interferencia leída en el puerto de salida del instrumento. Las posiciones de los espejos con respecto a una referencia y su alineación se monitorizan con precisión en tiempo real [ 10 ] , con una precisión superior a la décima de nanómetro para las longitudes [ 11 ] y del orden de unos pocos nanorradianes para los ángulos. Cuanto más sensible sea el detector, más estrecho será su punto de funcionamiento óptimo. Alcanzar dicho punto de funcionamiento a partir de una configuración inicial en la que los distintos espejos se mueven libremente supone un reto para el sistema de control ; se requiere una compleja serie de pasos para coordinar todas las partes orientables del interferómetro. Una vez alcanzado el punto de funcionamiento, se aplican correcciones continuamente para mantenerlo en la configuración óptima [ 12 ] .

La señal inducida por una posible onda gravitacional queda así «incrustada» en las variaciones de intensidad de luz detectadas en la salida del interferómetro. [ 13 ] Sin embargo, varias causas externas —denominadas globalmente como ruido— modifican el patrón de interferencia de forma continua y significativa. Si no se hiciera nada para eliminarlas o mitigarlas, las señales físicas esperadas quedarían ocultas por el ruido y, por lo tanto, serían indetectables. El diseño de detectores como Virgo y LIGO requiere, por consiguiente, un inventario detallado de todas las fuentes de ruido que podrían afectar a la medición, lo que permite un esfuerzo constante y decidido para reducirlas al máximo. [ 14 ] [ 11 ]

El uso de un interferómetro en lugar de una sola cavidad óptica permite mejorar significativamente la sensibilidad del detector a las ondas gravitacionales. De hecho, en esta configuración basada en una medición de interferencia, las contribuciones de algunos ruidos experimentales se reducen considerablemente: en lugar de ser proporcionales a la longitud de la cavidad única, dependen en este caso de la diferencia de longitud entre los brazos (por lo que la igualdad de longitud de los brazos cancela el ruido). Además, la configuración del interferómetro se beneficia del efecto diferencial inducido por una onda gravitacional en el plano transversal a su dirección de propagación: cuando la longitud de una trayectoria ópticaL{\displaystyle L}cambia en una cantidadδL{\displaystyle \delta L}, el camino óptico perpendicular de la misma longitud cambia en−δL{\displaystyle -\delta L}(misma magnitud pero signo opuesto). Y la interferencia en el puerto de salida de un interferómetro de Michelson depende de la diferencia de longitud entre los dos brazos: el efecto medido se amplifica por un factor de 2 en comparación con una cavidad simple.

El punto de funcionamiento óptimo de un detector interferométrico de ondas gravitacionales está ligeramente desintonizado con respecto a la "franja oscura", una configuración en la que los dos haces láser recombinados en el divisor de haz interfieren de forma destructiva: prácticamente no se detecta luz en el puerto de salida.

Detectores

El estado de los detectores se puede consultar en https://online.ligo.org/ .

LIGO

Brazo norte del observatorio LIGO de Hanford.

LIGO está compuesto por dos detectores diferentes, uno en Hanford , Washington , y otro en Livingston , Luisiana (separados por unos 3000  km). Ambos detectores tienen un diseño muy similar, con  brazos de 4 km de longitud, aunque presentan pequeñas diferencias. Formaron parte de la primera generación de detectores y se completaron en 2002. En 2010, se desactivaron para una importante serie de mejoras, denominadas "Advanced LIGO", lo que convirtió al detector mejorado en parte de la segunda generación. Estas mejoras finalizaron a principios de 2015, tras lo cual los dos detectores realizaron la primera detección de ondas gravitacionales .

Virgo

Vista aérea del detector Virgo.

Virgo es un detector único ubicado cerca de Pisa , Italia, con brazos de 3  km de longitud. Formó parte de la primera generación de detectores, tras su finalización en 2003; fue desactivado en 2011 para preparar las mejoras de segunda generación "Advanced Virgo". Las mejoras se completaron en 2017, lo que le permitió unirse a la operación "O2", realizando rápidamente la primera detección conjunta con tres detectores junto con LIGO .

KAGRA

Imagen de uno de los brazos de KAGRA durante su construcción.

KAGRA (anteriormente conocido como LCGT) es un interferómetro único con  brazos de 3 km de longitud, ubicado en el Observatorio Kamioka en Japón, que forma parte de la segunda generación de detectores. Entró en funcionamiento por primera vez en 2020, aunque aún no ha podido realizar ninguna detección. Si bien su diseño básico es similar al de LIGO y Virgo, está construido bajo tierra e integra espejos criogénicos , razón por la cual a menudo se le denomina "detector de generación 2.5". [ 15 ]

Otros detectores

GEO600 fue diseñado inicialmente como un proyecto británico-alemán para construir un interferómetro con  brazos de 3 km de longitud; posteriormente, debido a limitaciones de financiación, se redujo a 600 m. Se completó en 2002 y está ubicado cerca de Hannover , Alemania. Si bien tiene capacidades limitadas (especialmente en el rango de baja frecuencia), lo que hace improbable una detección, desempeña un papel fundamental en la red de ondas gravitacionales como banco de pruebas para muchas tecnologías nuevas. [ 16 ]

TAMA 300 (y su predecesor, el prototipo TAMA 20) fue un detector japonés con brazos de 300 m, construido en la Universidad de Mitaka . Fue diseñado en parte como un paso previo para detectores más grandes (incluido KAGRA) y operó entre 1999 y 2004. Ahora se ha reconvertido en banco de pruebas para nuevas tecnologías. [ 17 ] El detector CLIO , con brazos de 100 m y ubicado en la mina Kamioka , es otro detector de prueba, diseñado específicamente para probar la tecnología criogénica utilizada en KAGRA. [ 18 ]

LIGO-Australia es un proyecto extinto que se concibió para construirse siguiendo el modelo del detector LIGO en Australia, pero que finalmente no recibió financiación del gobierno australiano; posteriormente, el proyecto se trasladó para convertirse en LIGO-India.

El holómetro de Fermilab , con sus brazos de 39 m de longitud, explora un rango de frecuencia bastante diferente al de otros interferómetros, apuntando al rango de MHz.

Detectores del futuro

LIGO-India

LIGO-India es un proyecto actual de un único interferómetro ubicado en Aundha , India, con un diseño muy similar al de LIGO (con el apoyo de la colaboración LIGO). Recibió la aprobación del gobierno indio en 2023 y se prevé que esté terminado alrededor de 2030. [ 19 ]

Explorador Cósmico

Cosmic Explorer es un proyecto para un detector de tercera generación, que cuenta con dos interferómetros con brazos de 40  km y 20  km de longitud respectivamente, ubicados en dos lugares diferentes de Estados Unidos. Se basa en un diseño similar al de LIGO, aprovechando la experiencia de los dos detectores LIGO, adaptada a la longitud mucho mayor de los brazos. Actualmente se encuentra en proceso de aprobación por la NSF . De ser aprobado, debería estar terminado para finales de la década de 2030. [ 20 ]

Telescopio Einstein

El Telescopio Einstein es un proyecto europeo para un detector de tercera generación; actualmente se prevé un diseño con tres  brazos de 10 km dispuestos en un triángulo equilátero que comprende tres pares de detectores interferométricos, [ 21 ] que se construirían bajo tierra; también utilizaría espejos criogénicos . Se prevé que esté terminado alrededor de 2035, con el inicio de la construcción en 2026.

Diagrama que representa el rango de frecuencias para diferentes tipos de detectores de ondas gravitacionales; los interferómetros terrestres están representados a la derecha del diagrama.

Caso científico

Simulaciones numéricas de las ondas gravitacionales emitidas por la espiral y fusión de dos agujeros negros.

Los detectores terrestres están diseñados para estudiar las ondas gravitacionales provenientes de fuentes astrofísicas. Por su diseño, solo pueden detectar ondas con una frecuencia que oscila entre unos pocos Hz y unos pocos miles de Hz. Los principales sistemas conocidos que emiten ondas gravitacionales dentro de este rango son: fusiones de sistemas binarios de agujeros negros y/o estrellas de neutrones , estrellas de neutrones en rotación, estallidos y explosiones de supernovas , e incluso el fondo de ondas gravitacionales generado en los instantes posteriores al Big Bang . Además, la radiación gravitacional también puede conducir al descubrimiento de objetos exóticos inesperados y predichos teóricamente .

fuentes transitorias

Típico "chirrido" de una señal de onda gravitacional, del evento GW170817 . El eje x representa el tiempo y el eje y la frecuencia; la forma en que la frecuencia aumenta con el tiempo es típica de las ondas gravitacionales provenientes de sistemas binarios de objetos compactos, y su forma exacta está determinada principalmente por las masas de los objetos.

Coalescencias de agujeros negros y estrellas de neutrones

Cuando dos objetos masivos y compactos , como agujeros negros y estrellas de neutrones, orbitan uno alrededor del otro en un sistema binario , emiten radiación gravitacional y, por lo tanto, pierden energía. En consecuencia, comienzan a acercarse, aumentando la frecuencia y la amplitud de las ondas gravitacionales; esta primera fase del fenómeno de coalescencia, denominada "inspiral", puede durar millones de años. Esto culmina en la fusión de los dos objetos, formando finalmente un único objeto compacto (generalmente un agujero negro). La parte de la forma de onda correspondiente a la fusión tiene la mayor amplitud y la mayor frecuencia, y solo puede modelarse mediante simulaciones numéricas de relatividad de estos sistemas. En el caso de los agujeros negros, se sigue emitiendo una señal durante unos segundos después de la fusión, mientras el nuevo agujero negro se "estabiliza"; esta señal se conoce como "ringdown". Los detectores actuales solo son sensibles a las últimas etapas de la coalescencia de sistemas binarios de agujeros negros y estrellas de neutrones: actualmente solo se pueden observar los últimos segundos de todo el proceso (incluido el final de la fase inspiral, la fusión en sí y parte del ringdown). La forma típica de la señal detectable se conoce como "chirrido", ya que se asemeja al sonido emitido por algunas aves, con un rápido aumento de amplitud y frecuencia. Todas las señales de ondas gravitacionales detectadas hasta ahora se originan en fusiones de agujeros negros o estrellas de neutrones. [ 22 ] [ 23 ]

Ráfagas

Localización en el cielo de las señales de ondas gravitacionales detectadas por la red LIGO-Virgo. Dado que los detectores no son direccionales, el área de donde posiblemente provino un evento suele ser bastante amplia.

Cualquier señal que dure desde unos pocos milisegundos hasta unos pocos segundos se considera una ráfaga de ondas gravitacionales.

Las explosiones de supernovas —el colapso gravitacional de estrellas masivas al final de sus vidas— emiten radiación gravitacional que puede ser detectada por los interferómetros actuales. [ 24 ] La detección multimensajero (radiación electromagnética y gravitacional, y neutrinos ) ayudaría a comprender mejor el proceso de las supernovas y la formación de agujeros negros. [ 25 ]

Otros posibles candidatos a estallidos incluyen perturbaciones en estrellas de neutrones, [ 26 ] encuentros con agujeros negros, [ 27 ] efectos de "memoria" derivados de la no linealidad de la relatividad general [ 28 ] o cuerdas cósmicas . [ 29 ] Algunos fenómenos también pueden generar estallidos "largos" (de más de 1 segundo), como inestabilidades en un disco de acreción de un agujero negro , o en agujeros negros y estrellas de neutrones recién formados cuando parte de la materia eyectada durante la supernova cae de nuevo hacia el objeto compacto. [ 30 ]

Fuentes continuas

Las principales fuentes esperadas de ondas gravitacionales continuas son las estrellas de neutrones , objetos muy compactos resultantes del colapso de estrellas masivas. En particular, los púlsares son casos especiales de estrellas de neutrones que emiten pulsos de luz periódicamente: pueden girar hasta cientos de veces por segundo (el púlsar que gira más rápido conocido actualmente es PSR J1748−2446ad , que gira 716 veces por segundo [ 31 ] ). Cualquier pequeña desviación de la simetría axial (una pequeña "montaña" en la superficie) generará ondas gravitacionales periódicas de larga duración. [ 32 ] Se han identificado varios mecanismos potenciales que podrían generar algunas "montañas" debido a efectos térmicos, mecánicos o magnéticos; la acreción también puede inducir una ruptura en la simetría axial. [ 33 ] [ 34 ] [ 35 ]

Otra posible fuente de ondas continuas en el rango de detección actual podrían ser objetos más exóticos, como los candidatos a materia oscura . En particular, se han sugerido como posibles fuentes los axiones que giran alrededor de un agujero negro [ 33 ] o los sistemas binarios formados por un agujero negro primordial de baja masa y otro objeto compacto. Algunos tipos de materia oscura también podrían detectarse directamente mediante los interferómetros, al interactuar con los elementos ópticos del dispositivo. [ 36 ]

Fondo estocástico

Varios fenómenos físicos pueden ser la fuente de un fondo estocástico de ondas gravitacionales , una fuente adicional de ruido de origen astrofísico y/o cosmológico. Representa una fuente (generalmente) continua de ondas gravitacionales, pero a diferencia de otras fuentes de ondas continuas (como las estrellas de neutrones en rotación), proviene de grandes regiones del cielo en lugar de una sola ubicación. [ 37 ]

El fondo cósmico de microondas (CMB) es la señal más temprana del Universo que se puede observar en el espectro electromagnético. Sin embargo, los modelos cosmológicos predicen la emisión de ondas gravitacionales generadas instantes después del Big Bang. Debido a que las ondas gravitacionales interactúan muy débilmente con la materia, la detección de dicho fondo proporcionaría una mayor comprensión de la evolución cosmológica de nuestro Universo. [ 38 ] En particular, podría proporcionar evidencia de inflación , a partir de ondas gravitacionales emitidas ya sea por el proceso de inflación en sí (según algunas teorías) [ 39 ] [ 40 ] o al final de la inflación; [ 41 ] las transiciones de fase de primer orden también pueden producir ondas gravitacionales. [ 37 ] Los agujeros negros primordiales , que pueden formarse durante el universo temprano, también son una fuente potencial de un fondo estocástico para ese período. [ 42 ]

Además, los detectores actuales podrían detectar un fondo astrofísico resultante de la superposición de todas las fuentes débiles y distantes que emiten ondas gravitacionales en todo momento, lo que ayudaría a estudiar la evolución de las fuentes astrofísicas y la formación estelar. Las fuentes más probables que contribuyen al fondo astrofísico son las estrellas de neutrones binarias, [ 43 ] los agujeros negros binarios [ 44 ] o los sistemas binarios de estrella de neutrones y agujero negro. Otras posibles fuentes incluyen supernovas y púlsares. [ 37 ] Se espera que este tipo de fondo sea el primero en ser detectado por los interferómetros terrestres actuales. [ 45 ]

Finalmente, las cuerdas cósmicas podrían representar una fuente de fondo de ondas gravitacionales, cuya detección podría proporcionar prueba de que las cuerdas cósmicas realmente existen. [ 46 ] [ 29 ]

Fuentes exóticas

Los físicos han propuesto modelos alternativos y no convencionales de objetos compactos. Algunos ejemplos de estos modelos se pueden describir dentro de la relatividad general ( estrellas de quarks y extrañas , [ 47 ] estrellas de bosones y Proca , [ 48 ] agujeros negros de Kerr con cabello escalar y Proca [ 49 ] ), otros surgen de algunos enfoques de la gravedad cuántica ( cuerdas cósmicas , [ 50 ] bolas difusas , [ 51 ] gravastars [ 52 ] ), o provienen de teorías alternativas de la gravedad (estrellas de neutrones o agujeros negros escalarizados, agujeros de gusano [ 53 ] ). Los objetos compactos exóticos predichos teóricamente podrían detectarse ahora y ayudarían a dilucidar la verdadera naturaleza de la gravedad o a descubrir nuevas formas de materia. Además, podrían observarse fenómenos completamente inesperados, revelando nueva física.

Propiedades fundamentales de la gravedad

Polarización de ondas gravitacionales

Se espera que las ondas gravitacionales tengan dos polarizaciones tensoriales , denominadas "más" y "cruz" debido a sus efectos sobre un anillo de partículas (como se muestra en la figura siguiente). Una sola onda gravitacional suele ser una superposición de estas dos polarizaciones, dependiendo de la orientación de la fuente.

Además, algunas teorías de la gravedad permiten la existencia de polarizaciones adicionales: las dos polarizaciones "vectoriales" (x e y) y las dos polarizaciones "escalares" ("de respiración" y "longitudinal"). La detección de estas polarizaciones adicionales podría aportar evidencia de física más allá de la relatividad general. [ 54 ]

Las polarizaciones solo pueden distinguirse utilizando varios detectores; solo pudieron ser investigadas adecuadamente después de la introducción de Virgo, ya que los dos detectores LIGO están casi alineados. [ 55 ] Pueden medirse a partir de coalescencias binarias compactas, [ 56 ] [ 57 ] pero también a partir del fondo estocástico [ 58 ] y ondas continuas. [ 59 ] Con la combinación de los detectores actuales, es posible determinar la presencia o ausencia de las polarizaciones adicionales, pero no su naturaleza; se requerirían un total de 5 detectores independientes para separar completamente todas las polarizaciones (excepto las polarizaciones longitudinal y de respiración, que no pueden distinguirse entre sí con los diseños de detectores actuales [ 57 ] ). [ 60 ]

Ondas gravitacionales con lente

La relatividad general predice que una onda gravitacional debería estar sujeta a lentes gravitacionales , al igual que las ondas de luz; es decir, la trayectoria de una onda gravitacional se curvará por la presencia de un objeto masivo (típicamente una galaxia o un cúmulo de galaxias ) cerca de su camino. [ 61 ] Esto puede resultar en un aumento de la amplitud de la onda, o incluso en múltiples observaciones del evento en diferentes momentos, como observamos actualmente para la luz de las supernovas. Se predice que tales eventos serán lo suficientemente comunes como para ser detectados por los detectores actuales en un futuro cercano. [ 62 ] También se predicen efectos de microlente . [ 63 ] Detectar un evento con lente permitiría una localización muy precisa, así como pruebas adicionales de la velocidad de la gravedad y de la polarización. [ 61 ]

mediciones cosmológicas

Las ondas gravitacionales también proporcionan una nueva forma de medir algunos parámetros cosmológicos, y en particular la constante de Hubble.H0{\displaystyle H_{0}}, que representa la tasa de expansión del universo y cuyo valor actualmente se disputa debido a mediciones contradictorias de diferentes métodos. El principal beneficio de este método es que la distancia de luminosidad de la fuente medida a partir de la señal de ondas gravitacionales no depende de otras mediciones o suposiciones, como suele ser el caso. Hay dos posibilidades principales para medirH0{\displaystyle H_{0}}con ondas gravitacionales en detectores de corriente:

  • Se pueden utilizar eventos multimensajero con una onda gravitacional y una señal electromagnética, midiendo la distancia de la fuente con la señal de onda gravitacional y su velocidad de recesión, identificando la galaxia en la que tuvo lugar el evento y aplicando la ley de Hubble . [ 64 ]
  • Se puede aplicar un tratamiento estadístico a la población observada de fusiones de agujeros negros binarios (a menudo llamados "sirenas oscuras" en este contexto), restringiendo tanto su distribución de masa comoH0{\displaystyle H_{0}}; también se puede agregar un catálogo de galaxias externo al análisis para mejorar la medición e identificar posibles anfitriones para las fuentes. [ 65 ]

Poniendo a prueba la relatividad general

La medición de señales de ondas gravitacionales ofrece una perspectiva única para poner a prueba los resultados de la relatividad general , ya que se producen en entornos donde el campo gravitacional es muy intenso (por ejemplo, cerca de agujeros negros). Estas pruebas pueden revelar física más allá de la relatividad general o posibles problemas en los modelos. [ 66 ]

Estas pruebas incluyen: [ 67 ] [ 68 ]

  • Se busca una señal residual en los datos después de restar los modelos de la señal, lo que puede indicar que parte de la señal no está correctamente modelada por la relatividad general.
  • Comprobar que la señal de una fusión satisface algunos supuestos básicos, como verificar que los parámetros estimados del sistema son consistentes en las diferentes fases de la señal ("prueba de consistencia de espiral-fusión-decaimiento"). [ 69 ]
  • Introducir perturbaciones en los modelos para simular ondas gravitacionales para ver si se ajustan a los datos.
  • Investigar la posible dispersión (ausente en la relatividad general pero no en teorías alternativas). [ 70 ]
  • Analizando el remanente de una fusión, midiendo la fase posterior a la fusión de la señal ("decaimiento"), que se supone está completamente determinada por la masa y el espín del remanente. Dichas mediciones pueden predecir la energía perdida en ondas gravitacionales durante la fusión y la naturaleza del objeto remanente; algunos objetos hipotéticos también podrían presentar "ecos" de la señal de decaimiento.
  • Buscando polarizaciones no estándar (como se muestra arriba).

Análisis de datos

La detección de ondas gravitacionales en la salida de los detectores (conocida comúnmente como "deformación") es un proceso complejo. Actualmente, la mayor parte del procesamiento de datos se realiza dentro de la colaboración LIGO-Virgo-KAGRA (LVK); equipos ajenos a la colaboración también generan resultados a partir de los datos una vez que se publican. [ 71 ]

Los datos de los detectores actuales están inicialmente disponibles solo para los miembros de LVK; se publican segmentos de datos alrededor de los eventos detectados al momento de la publicación del artículo correspondiente, y los datos completos se publican después de un período de confidencialidad, que actualmente dura 18 meses. Durante la tercera ronda de observación (O3), esto dio como resultado dos publicaciones de datos separadas (O3a y O3b), correspondientes a los primeros seis meses y los últimos seis meses de la ronda, respectivamente. [ 72 ] Los datos están entonces disponibles para cualquier persona en la plataforma del Centro de Ciencia Abierta de Ondas Gravitacionales (GWOSC). [ 73 ] [ 74 ]

Búsquedas transitorias

pipelines de detección de eventos

Los diversos programas informáticos utilizados para el análisis de señales de ondas gravitacionales se denominan habitualmente "pipelines de búsqueda", ya que suelen abarcar muchos pasos del procesamiento de datos. Durante la ejecución de O3, se utilizaron cinco pipelines diferentes para identificar candidatos a eventos dentro de los datos y recopilar una lista de observaciones de señales de ondas gravitacionales de corta duración ("transitorias") en una publicación de catálogo. Cuatro de ellos (GstLAL, PyCBC , MBTA y SPIIR) se dedicaron a la detección de coalescencias binarias compactas (CBC, el único tipo de evento detectado hasta ahora), mientras que el quinto (cWB) se diseñó para detectar cualquier señal transitoria. Los cinco pipelines se utilizaron durante la ejecución ("en línea") como parte del sistema de alerta de baja latencia, y después de la ejecución ("fuera de línea") para reevaluar la importancia de los candidatos y detectar eventos que pudieran haber pasado desapercibidos (excepto SPIIR, que solo se ejecutó en línea) [ 75 ]. El pipeline oLIB, que también busca señales genéricas de "ráfaga", también se utilizó para generar alertas, pero no para los catálogos. [ 76 ] [ 77 ] Además, se han utilizado otras dos canalizaciones específicamente para búsquedas de ráfagas después de la ejecución, ya que son demasiado costosas computacionalmente para ejecutarse en línea  : BayesWave, una canalización que utiliza técnicas bayesianas que se utilizó para investigar más a fondo los eventos de cWB, [ 78 ] y STAMPS-AS, que está diseñado para buscar específicamente ráfagas de larga duración (más de 1 segundo). [ 30 ] [ 79 ]

Los cuatro pipelines de CBC se basan en el concepto de filtrado adaptado , una técnica utilizada para buscar una señal conocida dentro de datos ruidosos de manera óptima. Esta técnica requiere cierto conocimiento de cómo es la señal y, por lo tanto, depende del modelo utilizado para simularla. Aunque existen modelos razonables, la complejidad de las ecuaciones que rigen la dinámica de una fusión compacta dificulta la generación de formas de onda precisas; el desarrollo de nuevas formas de onda sigue siendo un campo de investigación activo. [ 80 ] [ 81 ] Además, las fuentes cubren un amplio rango de parámetros posibles (masas y espines de los dos objetos, ubicación en el cielo) que producirán diferentes formas de onda, en lugar de tener una señal específica. Esto impulsa a los investigadores a generar "bancos de plantillas" que contienen una gran cantidad de formas de onda diferentes correspondientes a diferentes parámetros; se debe llegar a un compromiso entre la precisión del banco (maximizar el número de detecciones) y los recursos computacionales limitados disponibles para llevar a cabo la búsqueda con todas las plantillas. Cómo generar dichos bancos de plantillas de manera eficiente también es un campo de investigación activo. [ 82 ] Durante la búsqueda, el filtrado adaptado se realiza en cada forma de onda dentro del banco de plantillas (precalculado).

Aunque las cuatro búsquedas utilizan la misma técnica, todas presentan optimizaciones y particularidades diferentes en el manejo de los datos. En concreto, emplean técnicas distintas para estimar la significancia de un evento, para diferenciar entre eventos reales y fallos, y para combinar los datos de los distintos detectores; además, utilizan bancos de plantillas diferentes.

El pipeline cWB (coherent wave burst) utiliza un enfoque diferente: funciona agrupando los datos de los distintos detectores y realizando un análisis conjunto para buscar señales coherentes que aparezcan en varios detectores a la vez. Aunque su sensibilidad para fusiones binarias es menor que la de los pipelines CBC dedicados, su fortaleza reside en su capacidad para detectar señales de cualquier tipo de fuente, ya que no requiere ninguna suposición sobre la forma de la señal (por lo que a menudo se la denomina búsqueda "sin modelar"). [ 83 ]

Baja latencia

El sistema de baja latencia está diseñado para generar alertas para los astrónomos cuando se detectan eventos gravitacionales, con la esperanza de que se pueda observar una contraparte electromagnética. Esto se logra centralizando los candidatos a eventos de las diferentes canalizaciones de análisis en la base de datos de eventos candidatos de ondas gravitacionales (GraceDB), [ 84 ] desde la cual se procesan los datos. Si un evento se considera suficientemente significativo, se produce una localización rápida en el cielo y se envían alertas preliminares de forma autónoma en cuestión de minutos; después de una evaluación más precisa de los parámetros de la fuente, así como una revisión humana, se envía una nueva alerta o un aviso de retractación en el plazo de un día. [ 85 ] Las alertas se envían a través de la GCN , que también centraliza las alertas de los telescopios de rayos gamma y neutrinos, así como de SciMMA . [ 86 ] [ 87 ] Se enviaron un total de 78 alertas durante la ejecución de O3, de las cuales 23 fueron posteriormente retractadas. [ 75 ]

Estimación de parámetros

Una vez detectado un evento por uno de los sistemas de detección de eventos, se realiza un análisis más profundo para obtener una estimación más precisa de los parámetros de la fuente y la incertidumbre de la medición . Durante la ejecución de O3, esto se llevó a cabo utilizando varios sistemas diferentes, incluidos Bilby y RIFT. Estos sistemas emplean métodos bayesianos para cuantificar la incertidumbre, incluidos MCMC y muestreo anidado . [ 75 ]

Búsqueda de contrapartes

Si bien muchos astrónomos intentan dar seguimiento a las alertas de baja latencia de los detectores de ondas gravitacionales, también existe el efecto contrario: los eventos electromagnéticos que se espera que tengan una emisión de ondas gravitacionales asociada se someten a una búsqueda más profunda. Uno de los objetivos principales para estas son los estallidos de rayos gamma ; se cree que estos están asociados con supernovas (estallidos "largos", que duran más de 2 segundos) y con coalescencias binarias compactas que involucran estrellas de neutrones (estallidos "cortos"). [ 88 ] La fusión de dos estrellas de neutrones en particular se ha confirmado que está asociada tanto con un estallido de rayos gamma como con ondas gravitacionales en el evento GW170817 . [ 43 ]

Se realizaron búsquedas dirigidas a observaciones de estallidos de rayos gamma en datos de ejecuciones anteriores utilizando el pipeline pyGRB [ 89 ] para CBC, empleando métodos similares a las búsquedas regulares, pero centrados en el tiempo de los estallidos y apuntando solo al área del cielo detectada por los observatorios de rayos gamma. También se llevó a cabo una búsqueda sin modelar utilizando el paquete X-pipeline, de manera similar a las búsquedas regulares sin modelar. [ 90 ] [ 88 ]

Además de estas búsquedas, varios pipelines buscan coincidencias entre alertas de ondas gravitacionales y alertas de otros detectores. En particular, el pipeline RAVEN forma parte de la infraestructura de baja latencia y analiza la coincidencia con eventos de estallidos de rayos gamma y otras fuentes. [ 91 ] El pipeline LLAMA también se dedica a identificar dichas coincidencias con eventos de neutrinos, principalmente de IceCube . [ 92 ]

Búsquedas de ondas continuas

Las búsquedas dedicadas a ondas gravitacionales periódicas —como las generadas por estrellas de neutrones de rápida rotación— se conocen generalmente como búsquedas de ondas continuas. Estas se pueden dividir en tres categorías: búsquedas de todo el cielo, que buscan señales desconocidas desde cualquier dirección; búsquedas dirigidas, que apuntan a objetos con posiciones conocidas pero frecuencia desconocida; y búsquedas específicas, que buscan señales de fuentes donde se conocen tanto la posición como la frecuencia. Las búsquedas dirigidas y específicas se justifican por el hecho de que las búsquedas de todo el cielo son extremadamente costosas computacionalmente y, por lo tanto, requieren compromisos que limitan su sensibilidad. [ 33 ] [ 35 ]

El principal desafío en la búsqueda de ondas continuas es que la señal es mucho más débil que los transitorios detectados actualmente, lo que significa que se debe observar un largo período de tiempo para acumular suficientes datos para detectarla, ya que la relación señal-ruido escala con la raíz cuadrada del tiempo de observación (intuitivamente, la señal se acumulará durante la duración de la observación mientras que el ruido no). [ 93 ] El problema es que durante períodos de tiempo tan largos, la frecuencia de la fuente evolucionará y el movimiento de la Tierra alrededor del Sol afectará la frecuencia a través del efecto Doppler . Esto aumenta considerablemente el costo computacional de la búsqueda, aún más cuando se desconoce la frecuencia. Aunque existen estrategias de mitigación, como las búsquedas semicoherentes, donde el análisis se realiza por separado en segmentos de los datos en lugar de en los datos completos, estas resultan en una pérdida de sensibilidad. [ 33 ] Otros enfoques incluyen la correlación cruzada , inspirada en las búsquedas de ondas estocásticas, que aprovecha tener múltiples detectores para buscar una señal correlacionada en un par de detectores. [ 94 ]

Búsquedas de ondas estocásticas

El fondo estocástico de ondas gravitacionales es otro objetivo para los equipos de análisis de datos. Por definición, puede considerarse una fuente de ruido en los detectores; el principal desafío es separarlo de las demás fuentes de ruido y medir su densidad espectral de potencia . El método más sencillo para resolver este problema es buscar correlaciones dentro de una red de varios detectores; la idea es que el ruido relacionado con el fondo de ondas gravitacionales sea idéntico en todos los detectores, mientras que el ruido instrumental (en principio) no esté correlacionado entre ellos. Otro enfoque posible sería buscar potencia en exceso no explicada por otras fuentes de ruido; sin embargo, esto resulta poco práctico para los interferómetros actuales, ya que el ruido no se conoce con suficiente precisión en comparación con la potencia esperada del fondo estocástico. [ 95 ] Actualmente, la colaboración LVK solo utiliza búsquedas basadas en la correlación cruzada entre detectores, [ 96 ] aunque también se están desarrollando otros tipos de búsquedas. [ 97 ] [ 98 ]

Este tipo de búsqueda también debe tener en cuenta factores como el patrón de antena de los detectores , el movimiento de la Tierra y la distancia entre ellos. Asimismo, es necesario hacer suposiciones sobre algunas propiedades del fondo; es común suponer que es gaussiano e isotrópico , pero también existen búsquedas de fondos anisotrópicos, no gaussianos y más exóticos. [ 95 ] [ 97 ]

Búsquedas de propiedades de ondas gravitacionales

Se han desarrollado varios programas informáticos para investigar la física que rodea a las ondas gravitacionales. Estos análisis generalmente se realizan fuera de línea (después de la ejecución) y a menudo dependen de los resultados de otras búsquedas (actualmente, principalmente búsquedas del CBC).

Se realizan varios análisis para buscar eventos observados varias veces debido al efecto de lente gravitacional , primero intentando emparejar todos los eventos conocidos y luego realizando un análisis conjunto para el par de eventos más prometedor; estos análisis se han realizado utilizando el software LALInference y HANABI. También se realizan búsquedas adicionales de eventos que podrían haber pasado desapercibidos en las búsquedas regulares de CBC, reutilizando los flujos de trabajo de CBC existentes. [ 61 ]

También se ha desarrollado software diseñado para estimar la constante de Hubble . El pipeline gwcosmo realiza un análisis bayesiano para determinar una distribución de los posibles valores de la constante, tanto utilizando "sirenas oscuras" (eventos CBC sin contraparte electromagnética), que pueden correlacionarse con un catálogo de galaxias, como eventos con una contraparte electromagnética para los que se puede realizar una estimación directa basada en la distancia medida con ondas gravitacionales y la galaxia anfitriona identificada. [ 99 ] [ 100 ] Esto requiere asumir una población específica de agujeros negros, lo que puede ser una fuente significativa de sesgo ; análisis recientes han intentado sortear este problema ajustando simultáneamente tanto la población como la constante de Hubble. [ 101 ]

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