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Articulo de referencia

LIGO

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El Observatorio de Ondas Gravitacionales por Interferometría Láser ( LIGO ) es un experimento físico y observatorio a gran escala diseñado para detectar ondas gravitacionales cósmicas . [ 1 ] Antes de LIGO, todos los datos sobre el universo provenían en forma de luz y otras formas de radiación electromagnética , de una exploración directa limitada en objetos relativamente cercanos del Sistema Solar como la Luna , Marte , Venus , Júpiter y sus lunas, asteroides, etc., y de partículas cósmicas de alta energía . Inicialmente, se construyeron dos grandes observatorios en los Estados Unidos con el objetivo de detectar ondas gravitacionales mediante interferometría láser . Dos observatorios de ondas gravitacionales adicionales, más pequeños, están ahora en funcionamiento en Japón ( KAGRA ) e Italia ( Virgo ). Los dos observatorios LIGO utilizan espejos espaciados a 4 kilómetros (13 000 pies) de distancia para medir cambios en la longitud —en un rango efectivo de 1120 kilómetros (700 millas) — de menos de una diezmilésima parte del diámetro de carga de un protón . [ 2 ]  

Los observatorios LIGO iniciales fueron financiados por la Fundación Nacional de Ciencias de los Estados Unidos (NSF). Fueron concebidos, construidos y son operados por Caltech y el MIT . [ 3 ] [ 4 ] Recopilaron datos desde 2002 hasta 2010, pero no se detectaron ondas gravitacionales durante ese período.

El proyecto Advanced LIGO para mejorar los detectores LIGO originales comenzó en 2008 y continúa recibiendo apoyo de la NSF, con importantes contribuciones del Consejo de Instalaciones Científicas y Tecnológicas del Reino Unido , la Sociedad Max Planck de Alemania y el Consejo Australiano de Investigación . [ 5 ] [ 6 ] Los detectores mejorados comenzaron a funcionar en 2015. La detección de ondas gravitacionales fue reportada en 2016 por la Colaboración Científica LIGO (LSC) y la Colaboración Virgo con la participación internacional de científicos de varias universidades e instituciones de investigación. Los científicos involucrados en el proyecto y el análisis de los datos para la astronomía de ondas gravitacionales están organizados por la LSC, que incluye más de1000 científicos en todo el mundo, [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ] así como 440 000 usuarios activos de Einstein@Home a diciembre de 2016 . [ 10 ]

LIGO es el proyecto más grande y ambicioso jamás financiado por la NSF. [ 11 ] [ 12 ] En 2017, el Premio Nobel de Física fue otorgado a Rainer Weiss , Kip Thorne y Barry Barish "por contribuciones decisivas al detector LIGO y a la observación de ondas gravitacionales". [ 13 ]

Las observaciones se realizan en "sesiones". A partir de febrero de 2026. , LIGO ha realizado cuatro ejecuciones (con la tercera ejecución dividida en dos "subejecuciones" y la cuarta dividida en tres subejecuciones), y realizó 391 detecciones de ondas gravitacionales. [ 14 ] [ 15 ] El mantenimiento y las actualizaciones de los detectores se realizan entre ejecuciones. La primera ejecución, O1, que se realizó del 12 de septiembre de 2015 al 19 de enero de 2016, realizó las tres primeras detecciones, todas fusiones de agujeros negros. La segunda ejecución, O2, que se realizó del 30 de noviembre de 2016 al 25 de agosto de 2017, realizó ocho detecciones: siete fusiones de agujeros negros y la primera fusión de estrellas de neutrones . [ 16 ] La tercera ejecución, O3, comenzó el 1 de abril de 2019; Se dividió en O3a, del 1 de abril al 30 de septiembre de 2019, y O3b, del 1 de noviembre de 2019 [ 17 ] hasta que se suspendió el 27 de marzo de 2020, debido a la COVID-19 . [ 18 ] La ejecución O3 incluyó la primera detección de la fusión de una estrella de neutrones con un agujero negro. [ 15 ] La cuarta ejecución, O4, comenzó el 24 de mayo de 2023 y terminó el 18 de noviembre de 2025. Se observaron un total de 250 "candidatos" de detección durante O4, con 77 observaciones confirmadas y las 173 restantes pendientes de análisis final a febrero de 2026. [ 19 ]

Los observatorios de ondas gravitacionales subsiguientes Virgo en Italia y KAGRA en Japón, que utilizan brazos de interferómetro de 3 kilómetros (9800 pies) de longitud, se coordinaron con LIGO para continuar las observaciones después de la interrupción causada por la COVID-19, con la campaña de observación O4 de LIGO operando desde el 24 de mayo de 2023 hasta el 18 de noviembre de 2025. [ 20 ] [ 21 ] Durante este tiempo, LIGO tuvo una sensibilidad de 160–190 Mpc para fusiones de estrellas de neutrones binarias (sensibilidades: 80–115 Mpc, KAGRA mayor de 1 Mpc). [ 22 ]    

Historia

Fondo

Observatorio LIGO de Hanford
Observatorio LIGO de Luisiana

El concepto LIGO se basó en el trabajo inicial de muchos científicos para probar un componente de la teoría de la relatividad general de Albert Einstein : la existencia de ondas gravitacionales. A partir de la década de 1960, científicos estadounidenses como Joseph Weber , así como los científicos soviéticos Mikhail Gertsenshtein y Vladislav Pustovoit, concibieron ideas básicas y prototipos de interferometría láser , [ 23 ] [ 24 ] y en 1967 Rainer Weiss del MIT publicó un análisis del uso del interferómetro e inició la construcción de un prototipo con financiación militar, pero se canceló antes de que pudiera entrar en funcionamiento. [ 25 ] A partir de 1968, Kip Thorne inició esfuerzos teóricos sobre ondas gravitacionales y sus fuentes en Caltech , y estaba convencido de que la detección de ondas gravitacionales finalmente tendría éxito. [ 23 ]

Los prototipos de detectores interferométricos de ondas gravitacionales (interferómetros) fueron construidos a finales de la década de 1960 por Robert L. Forward y sus colegas en los Laboratorios de Investigación Hughes (con espejos montados en una placa aislada de vibraciones en lugar de oscilantes libres), y en la década de 1970 (con espejos oscilantes libres entre los que la luz rebotaba muchas veces) por Weiss en el MIT, y luego por Heinz Billing y sus colegas en Garching, Alemania, y luego por Ronald Drever , James Hough y sus colegas en Glasgow, Escocia. [ 26 ]

En 1980, la NSF financió el estudio de un gran interferómetro liderado por el MIT (Paul Linsay, Peter Saulson , Rainer Weiss), y al año siguiente, Caltech construyó un prototipo de 40 metros (Ronald Drever y Stan Whitcomb). El estudio del MIT estableció la viabilidad de los interferómetros a  escala de 1 km con sensibilidad adecuada. [ 23 ] [ 27 ]

Presionados por la NSF, se solicitó al MIT y al Caltech que unieran fuerzas para liderar un proyecto LIGO basado en el estudio del MIT y en el trabajo experimental realizado en Caltech, el MIT, Glasgow y Garching . Drever, Thorne y Weiss formaron un comité directivo de LIGO, aunque se les denegó la financiación en 1984 y 1985. En 1986, se les pidió que disolvieran el comité directivo y se nombró a un único director, Rochus E. Vogt (Caltech). En 1988, una propuesta de investigación y desarrollo obtuvo financiación. [ 23 ] [ 27 ] [ 28 ] [ 29 ] [ 30 ] [ 31 ]

Desde 1989 hasta 1994, LIGO no logró progresar técnica ni organizativamente. Solo los esfuerzos políticos continuaron obteniendo financiación. [ 23 ] [ 32 ] La financiación continua fue rechazada sistemáticamente hasta 1991, cuando el Congreso de los Estados Unidos acordó financiar LIGO para el primer año con 23 millones de dólares. Sin embargo, no se cumplieron ni aprobaron los requisitos para recibir la financiación, y la NSF cuestionó la base tecnológica y organizativa del proyecto. [ 28 ] [ 29 ] Para 1992, LIGO fue reestructurado y Drever ya no era un participante directo. [ 23 ] [ 32 ] [ 33 ] [ 34 ] En las revisiones del proyecto por parte de la NSF se revelaron problemas continuos de gestión del proyecto y preocupaciones técnicas, lo que resultó en la retención de fondos hasta que congelaron formalmente el gasto en 1993. [ 23 ] [ 32 ] [ 35 ] [ 36 ]

En 1994, tras una consulta entre el personal pertinente de la NSF, los líderes científicos de LIGO y los presidentes del MIT y Caltech, Vogt renunció y Barry Barish (Caltech) fue nombrado director del laboratorio, [ 23 ] [ 33 ] [ 37 ] y la NSF dejó claro que LIGO tenía una última oportunidad de recibir apoyo. [ 32 ] El equipo de Barish creó un nuevo estudio, presupuesto y plan de proyecto con un presupuesto que superaba las propuestas anteriores en un 40%. Barish propuso a la NSF y a la Junta Nacional de Ciencias construir LIGO como un detector evolutivo, donde la detección de ondas gravitacionales con el LIGO inicial sería posible, y con el LIGO avanzado sería probable. [ 38 ] Esta nueva propuesta recibió financiación de la NSF, Barish fue nombrado investigador principal y el aumento fue aprobado. En 1994, con un presupuesto de 395 millones de dólares estadounidenses, LIGO se erigió como el proyecto de la NSF con mayor financiación total en la historia. El proyecto inició su construcción en Hanford, Washington, a finales de 1994 y en Livingston, Luisiana, en 1995. A medida que la construcción se acercaba a su finalización en 1997, bajo el liderazgo de Barish se formaron dos instituciones organizativas: el Laboratorio LIGO y la Colaboración Científica LIGO (LSC). El Laboratorio LIGO consta de las instalaciones financiadas por la NSF en el marco de la Operación LIGO y la I+D Avanzada; esto incluye la administración del detector LIGO y las instalaciones de prueba. La Colaboración Científica LIGO es un foro para organizar la investigación técnica y científica en LIGO. Es una organización independiente del Laboratorio LIGO con su propia supervisión. Barish designó a Weiss como el primer portavoz de esta colaboración científica. [ 23 ] [ 28 ]

Comienzan las observaciones

Las operaciones iniciales de LIGO entre 2002 y 2010 no detectaron ninguna onda gravitacional. En 2004, bajo la dirección de Barish, se sentaron las bases y se financió la siguiente fase del desarrollo de LIGO (denominada "Enhanced LIGO"). A esto le siguió un cierre de varios años mientras los detectores eran reemplazados por versiones mucho mejoradas de "Advanced LIGO". [ 39 ] [ 40 ] Gran parte del trabajo de investigación y desarrollo para las máquinas LIGO/aLIGO se basó en el trabajo pionero para el detector GEO600 en Hannover, Alemania. [ 41 ] [ 42 ] Para febrero de 2015, los detectores se pusieron en modo de ingeniería en ambas ubicaciones. [ 43 ]

A mediados de septiembre de 2015, "la instalación de ondas gravitacionales más grande del mundo" completó una renovación de cinco años por US$200 millones, lo que elevó el costo total a US$620 millones. [ 9 ] [ 44 ] El 18 de septiembre de 2015, Advanced LIGO comenzó sus primeras observaciones científicas formales con una sensibilidad aproximadamente cuatro veces mayor que la de los interferómetros LIGO iniciales. [ 45 ] Su sensibilidad se iba a mejorar aún más hasta que se planeaba alcanzar la sensibilidad de diseño alrededor de 2021..[ 46 ]

Detecciones

El 11 de febrero de 2016, la Colaboración Científica LIGO publicó un artículo sobre la detección de ondas gravitacionales , a partir de una señal detectada a las 09:51 GMT del 14 de septiembre de 2015, de dos agujeros negros de aproximadamente 30 masas solares fusionándose a unos 1300 millones de años luz de la Tierra. [ 47 ] [ 48 ]

El director ejecutivo David Reitze anunció los hallazgos en un evento para los medios de comunicación en Washington D.C., mientras que el director ejecutivo emérito Barry Barish presentó el primer artículo científico de los hallazgos en el CERN a la comunidad de físicos. [ 49 ]

El 2 de mayo de 2016, miembros de la Colaboración Científica LIGO y otros colaboradores recibieron un Premio Especial de Avance en Física Fundamental por su contribución a la detección directa de ondas gravitacionales. [ 50 ]

El 16 de junio de 2016, LIGO anunció que se había detectado una segunda señal proveniente de la fusión de dos agujeros negros con masas 14,2 y 7,5 veces mayores que la del Sol. La señal se detectó el 26 de diciembre de 2015 a las 3:38 UTC. [ 51 ]

La detección de una tercera fusión de agujeros negros, entre objetos de 31,2 y 19,4 masas solares, ocurrió el 4 de enero de 2017 y se anunció el 1 de junio de 2017. [ 52 ] [ 53 ] Laura Cadonati fue nombrada primera portavoz adjunta. [ 54 ]

El 14 de agosto de 2017 se observó una cuarta detección de la fusión de agujeros negros, entre objetos de 30,5 y 25,3 masas solares, y se anunció el 27 de septiembre de 2017. [ 55 ]

En 2017, Weiss, Barish y Thorne recibieron el Premio Nobel de Física «por sus contribuciones decisivas al detector LIGO y a la observación de ondas gravitacionales». Weiss recibió la mitad del premio, mientras que Barish y Thorne recibieron cada uno una cuarta parte. [ 56 ] [ 57 ] [ 58 ]

Después de cerrar por mejoras, LIGO reanudó su funcionamiento el 26 de marzo de 2019, uniéndose a la red de detectores de ondas gravitacionales el 1 de abril de 2019. [ 59 ] Ambos funcionaron hasta el 27 de marzo de 2020, cuando la pandemia de COVID-19 detuvo las operaciones. [ 18 ] Durante el cierre por COVID, LIGO se sometió a una actualización adicional de sensibilidad, y la ronda de observación O4 con la nueva sensibilidad se llevó a cabo desde el 24 de mayo de 2023 hasta el 18 de noviembre de 2025. [ 20 ]

Misión

Curvas de ruido del detector para Initial y Advanced LIGO en función de la frecuencia. Se encuentran por encima de las bandas de detectores espaciales como la Antena Espacial de Interferometría Láser evolucionada (eLISA) y conjuntos de cronometraje de púlsares como el Conjunto Europeo de Cronometraje de Púlsares (EPTA). También se muestran las deformaciones características de posibles fuentes astrofísicas. Para ser detectable, la deformación característica de una señal debe estar por encima de la curva de ruido. [ 60 ] Estas frecuencias que aLIGO puede detectar están en el rango de audición humana .

La misión de LIGO es observar directamente las ondas gravitacionales de origen cósmico. Estas ondas fueron predichas por primera vez por la teoría general de la relatividad de Einstein en 1916, cuando aún no existía la tecnología necesaria para su detección. Su existencia se confirmó indirectamente en 1974, cuando las observaciones del púlsar binario PSR 1913+16 mostraron una desintegración orbital que coincidía con las predicciones de Einstein sobre la pérdida de energía por radiación gravitacional. El Premio Nobel de Física de 1993 fue otorgado a Hulse y Taylor por este descubrimiento. [ 61 ]

La detección directa de ondas gravitacionales se buscaba desde hacía tiempo. Su descubrimiento ha dado origen a una nueva rama de la astronomía que complementa los telescopios electromagnéticos y los observatorios de neutrinos . Joseph Weber fue pionero en la detección de ondas gravitacionales en la década de 1960 gracias a su trabajo con detectores de barras de masa resonantes . Estos detectores se siguen utilizando en seis centros de todo el mundo. En la década de 1970, científicos como Rainer Weiss se percataron de la aplicabilidad de la interferometría láser a la medición de ondas gravitacionales. Robert Forward operó un detector interferométrico en Hughes a principios de la década de 1970. [ 62 ]

De hecho, ya en la década de 1960, y quizás antes, se publicaron artículos sobre la resonancia de ondas de luz y ondas gravitacionales. [ 63 ] En 1971 se publicó un trabajo sobre métodos para explotar esta resonancia para la detección de ondas gravitacionales de alta frecuencia . En 1962, ME Gertsenshtein y VI Pustovoit publicaron el primer artículo que describía los principios para usar interferómetros para la detección de ondas gravitacionales de longitud de onda muy larga. [ 64 ] Los autores argumentaron que usando interferómetros la sensibilidad puede ser de 10 7 a 10 10 veces mejor que usando experimentos electromecánicos. Más tarde, en 1965, Braginsky discutió extensamente las fuentes de ondas gravitacionales y su posible detección. Señaló el artículo de 1962 y mencionó la posibilidad de detectar ondas gravitacionales si la tecnología interferométrica y las técnicas de medición mejoraban.

Desde principios de la década de 1990, los físicos han pensado que la tecnología ha evolucionado hasta el punto en que la detección de ondas gravitacionales —de gran interés astrofísico— ahora es posible. [ 65 ]

En agosto de 2002, LIGO comenzó su búsqueda de ondas gravitacionales cósmicas. Se esperan emisiones medibles de ondas gravitacionales provenientes de sistemas binarios (colisiones y coalescencias de estrellas de neutrones o agujeros negros ), explosiones de supernovas de estrellas masivas (que forman estrellas de neutrones y agujeros negros), estrellas de neutrones en acreción, rotaciones de estrellas de neutrones con cortezas deformadas y los remanentes de la radiación gravitacional creada por el nacimiento del universo . En teoría, el observatorio también podría observar fenómenos hipotéticos más exóticos, como ondas gravitacionales causadas por cuerdas cósmicas oscilantes o paredes de dominio en colisión .

Observatorios

LIGO opera dos observatorios de ondas gravitacionales al unísono: el Observatorio LIGO Livingston ( 30°33′47″N 90°46′28″W / 30.56306°N 90.77444°W / 30.56306; -90.77444 ) en Livingston, Luisiana , y el Observatorio LIGO Hanford, en el Sitio Hanford del DOE ( 46°27′19″N 119°24′28″W / 46.45528°N 119.40778°W / 46.45528; -119.40778 ), ubicado cerca de Richland, Washington . Estos sitios están separados por una distancia en línea recta de 3002 km a través de la Tierra, pero por 3030 km sobre la superficie. Dado que se espera que las ondas gravitacionales viajen a la velocidad de la luz, esta distancia corresponde a una diferencia en los tiempos de llegada de las ondas gravitacionales de hasta diez milisegundos. Con la diferencia en los tiempos de llegada en tres instalaciones diferentes se puede trilaterar la fuente de la onda. Esto se hace añadiendo un tercer instrumento, como , ubicado a una distancia aún mayor, en Europa. [ 66 ]  

Cada observatorio cuenta con un sistema de ultra alto vacío en forma de L , de 4 km de lado. En cada sistema de vacío se pueden instalar  hasta cinco interferómetros .

El Observatorio LIGO Livingston alberga un interferómetro láser en su configuración primaria. Este interferómetro fue actualizado con éxito en 2004 con un sistema activo de aislamiento de vibraciones basado en actuadores hidráulicos que proporciona un factor de aislamiento de 10 en la  banda de 0,1 a 5 Hz. Las vibraciones sísmicas en esta banda se deben principalmente a ondas microsísmicas y fuentes antropogénicas (tráfico, tala de árboles, etc.).

El Observatorio LIGO de Hanford alberga un interferómetro, casi idéntico al del Observatorio de Livingston. Durante las fases inicial y mejorada de LIGO, un interferómetro de media longitud operó en paralelo con el interferómetro principal. Para este  interferómetro de 2 km, las cavidades del brazo Fabry-Pérot tenían la misma finura óptica y, por lo tanto, la mitad del tiempo de almacenamiento que los  interferómetros de 4 km. Con la mitad del tiempo de almacenamiento, la sensibilidad teórica a la deformación era tan buena como la de los interferómetros de longitud completa por encima de 200  Hz, pero solo la mitad de buena a bajas frecuencias. Durante esa misma época, Hanford conservó su sistema original de aislamiento sísmico pasivo debido a la limitada actividad geológica en el sureste de Washington.

Operación

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.

Los parámetros de esta sección se refieren al experimento Advanced LIGO . El interferómetro primario consta de dos líneas de haz de 4  km de longitud que forman un interferómetro de Michelson con reciclaje de potencia y brazos de etalón de Gires-Tournois . Un láser Nd:YAG preestabilizado de 1064  nm emite un haz con una potencia de 20 W que pasa a través de un espejo de reciclaje de potencia. El espejo transmite completamente la luz incidente del láser y refleja la luz del otro lado, aumentando la potencia del campo de luz entre el espejo y el divisor de haz subsiguiente a 700 W. Desde el divisor de haz, la luz viaja a lo largo de dos brazos ortogonales. Mediante el uso de espejos parcialmente reflectantes, se crean cavidades Fabry-Pérot en ambos brazos que aumentan la longitud efectiva del recorrido de la luz láser en el brazo de 4 km a aproximadamente   1200  km . [ 67 ] La potencia del campo de luz en la cavidad es de 100  kW. [ 68 ]

Cuando una onda gravitacional atraviesa el interferómetro, el espaciotiempo en la zona local se altera. Dependiendo de la fuente de la onda y su polarización, esto produce un cambio efectivo en la longitud de una o ambas cavidades. El cambio efectivo de longitud entre los haces provoca que la luz presente en la cavidad se desfase ligeramente ( antifase) con respecto a la luz incidente. Por lo tanto, la cavidad pierde coherencia periódicamente y los haces, sintonizados para interferir destructivamente en el detector, presentan una ligera desintonización que varía periódicamente. Esto genera una señal medible. [ 69 ]

After an equivalent of approximately 280 trips down the 4 km length to the far mirrors and back again,[70] the two separate beams leave the arms and recombine at the beam splitter. The beams returning from two arms are kept out of phase so that when the arms are both in coherence and interference (as when there is no gravitational wave passing through), their light waves subtract, and no light should arrive at the photodiode. When a gravitational wave passes through the interferometer, the distances along the arms of the interferometer are shortened and lengthened, causing the beams to become slightly less out of phase. This results in the beams coming in phase, creating a resonance, hence some light arrives at the photodiode and indicates a signal. Light that does not contain a signal is returned to the interferometer using a power recycling mirror, thus increasing the power of the light in the arms.

Noise

Since the signal being measured is so small, the LIGO project has carefully measured, documented, and eliminated many forms of noise. Mechanical/seismic noise sources can move objects in the optical system, such as the mirrors, the photon injectors, etc. Electric and magnetic noise can vibrate the permanent magnets and electronics, and radio waves can couple to electronics in the interferometer controls. These noises may drown out the real signal, or produce spurious signals. Background noise and unknown errors (which happen daily) are in the order of 10−20, while gravitational wave signals are around 10−22. After noise reduction, a signal-to-noise ratio around 20 can be achieved, or higher when combined with other gravitational wave detectors around the world.[71]

Much complexity in the instrument is in reducing these spurious couplings, and in monitoring the environment to detect previously unknown sources of noise in order to mitigate them or estimate their impact on the gravitational wave data.[72] Other than careful insulation of the equipment, the methods of mitigation also include:

  • If the noise source is produced by nearby human activity, then the human activity can be adjusted or relocated. For example, the main road near the LHO site was repaved to reduce vibrations caused by trucks.[73]
  • If the noise source is predictable, then the equipment can adjust directly to cancel out the noise source. This is true for Earth tides.
  • If the noise source is not predictable, but measurable, and its effect on the equipment is known, then the noise can be recorded and subtracted from the signal afterwards. This is true for seismic activities.

La vibración sísmica es una fuente importante de ruido, mitigada por el aislamiento sísmico, así como por el registro sensible de la actividad sísmica en las proximidades del sitio, lo que permite restar el efecto de la actividad sísmica de la señal. Las mareas terrestres producen un estiramiento significativo pero altamente predecible del equipo, que se compensa mediante un sistema que ajusta la posición de las cámaras o la frecuencia del láser, según el estiramiento previsto. También existen muchas fuentes "microsísmicas" que producen vibraciones del suelo, como tormentas oceánicas, operaciones de represas, tala de bosques, camiones que circulan por una carretera a 2  km de distancia, caminar con paso firme en una sala de control, etc. Bajo un viento fuerte, las paredes del edificio pueden inclinarse, lo que deforma el piso en un radio de 10  m de las paredes, creando "ruido de inclinación". Incluso la expansión y contracción térmica del propio edificio produce crujidos y golpes. De manera similar, las vibraciones acústicas pueden sacudir el equipo. Esto incluye el viento, vehículos cercanos, aeronaves de hélice , el sistema HVAC de un edificio a 300  m de distancia, ventiladores de refrigeración , etc. [ 73 ] [ 74 ] [ 75 ] [ 76 ] Otras fuentes de ruido incluyen un caso de cuervos picoteando tuberías cubiertas de escarcha conectadas a una bomba criogénica de LN2 en días calurosos. [ 77 ] Algunos ruidos son transitorios sin causa identificable. [ 78 ]

El ruido electromagnético puede acoplarse con equipos electrónicos y magnéticos. Algunos ejemplos incluyen calentadores de edificios, motores grandes, luces o líneas eléctricas de alta tensión relativamente cercanas, hasta a 4  km del sitio. [ 73 ] Dado que se sospecha que el ruido de Barkhausen es relevante, los imanes en las ubicaciones críticas de ruido de aLIGO están hechos de cobalto de samario , que tiene un menor ruido de Barkhausen. [ 79 ]

Debido a que la gravedad no se puede bloquear, el movimiento de objetos masivos puede crear una atracción gravitatoria variable sobre las masas de prueba en LIGO, denominada ruido de gradiente gravitatorio o ruido newtoniano . Esto puede deberse a variaciones en la densidad del aire y del suelo. Incluso el efecto gravitatorio de una sola persona caminando a menos de 5  m del espejo ya se acerca al nivel de ruido, y el edificio de la esquina de LIGO fue diseñado para mantener a las personas al menos a 10 m de todas las masas de prueba durante las operaciones normales. [ 80 ] Los eventos de rayos cósmicos también pueden generar ruido en el detector. [ 76 ]

Observaciones

Western leg of LIGO interferometer on Hanford Reservation

Based on current models of astronomical events, and the predictions of the general theory of relativity,[81][82][83] gravitational waves that originate tens of millions of light years from Earth are expected to distort the 4 km mirror spacing by about 10−18 m, less than one-thousandth the charge diameter of a proton. Equivalently, this is a relative change in distance of approximately 10−21. A typical event which might cause a detection event would be the late stage inspiral and merger of two 10-solar-mass black holes, not necessarily located in the Milky Way galaxy, which is expected to result in a very specific sequence of signals often summarized by the slogan chirp, burst, quasi-normal mode ringing, exponential decay.

In their fourth Science Run at the end of 2004, the LIGO detectors demonstrated sensitivities in measuring these displacements to within a factor of two of their design.

During LIGO's fifth Science Run in November 2005, sensitivity reached the primary design specification of a detectable strain of 10−21 over a 100 Hz bandwidth. The baseline inspiral of two roughly solar-mass neutron stars is typically expected to be observable if it occurs within about 8 million parsecs (26×10^6 ly), or the vicinity of the Local Group, averaged over all directions and polarizations. Also at this time, LIGO and GEO 600 (the German-UK interferometric detector) began a joint science run, during which they collected data for several months. (the French-Italian interferometric detector) joined in May 2007. The fifth science run ended in 2007, after extensive analysis of data from this run did not uncover any unambiguous detection events.

In February 2007, GRB 070201, a short gamma-ray burst arrived at Earth from the direction of the Andromeda Galaxy. The prevailing explanation of most short gamma-ray bursts is the merger of a neutron star with either a neutron star or a black hole. LIGO reported a non-detection for GRB 070201, ruling out a merger at the distance of Andromeda with high confidence. Such a constraint was predicated on LIGO eventually demonstrating a direct detection of gravitational waves.[84]

LIGO mejorado

Brazo norte (brazo X) del interferómetro LIGO en la Reserva Hanford.

Tras la finalización de la Operación Científica 5, el LIGO inicial se actualizó con ciertas tecnologías, previstas para el LIGO Avanzado pero disponibles y adaptables al LIGO inicial, lo que dio como resultado una configuración de rendimiento mejorado denominada LIGO Mejorado. [ 85 ] Algunas de las mejoras en el LIGO Mejorado incluyeron:

  • Mayor potencia del láser
  • detección homodina
  • limpiador de modo de salida
  • Hardware de lectura en vacío

La Science Run 6 (S6) comenzó en julio de 2009 con las configuraciones mejoradas en los  detectores de 4 km. [ 86 ] Concluyó en octubre de 2010 y comenzó el desmantelamiento de los detectores originales.

LIGO avanzado

Diagrama simplificado de un detector Advanced LIGO (sin escala).
Sensibilidad de diseño del interferómetro Advanced LIGO con las principales fuentes de ruido, la sensibilidad máxima es de alrededor de 500 Hz [ 87 ].

Después de 2010, LIGO estuvo fuera de servicio durante varios años para una importante actualización, en la que se instalaron los nuevos detectores Advanced LIGO en la infraestructura del Observatorio LIGO.

El proyecto continuó atrayendo nuevos miembros, con la Universidad Nacional de Australia y la Universidad de Adelaida contribuyendo a Advanced LIGO, y para cuando el Laboratorio LIGO comenzó la primera ronda de observación 'O1' con los detectores Advanced LIGO en septiembre de 2015, la Colaboración Científica LIGO incluía a más de 900 científicos en todo el mundo. [ 9 ]

La primera fase de observación operó con una sensibilidad aproximadamente tres veces mayor que la de Initial LIGO, [ 88 ] y una sensibilidad mucho mayor, de hasta 80 Mpc para fusiones de agujeros negros, para sistemas más grandes con su radiación máxima en frecuencias de audio más bajas. [ 89 ] [ 90 ]

El 11 de febrero de 2016, LIGO y sus colaboraciones anunciaron la primera observación de ondas gravitacionales . [ 48 ] [ 68 ] La señal, denominada GW150914 , [ 68 ] [ 91 ] se registró el 14 de septiembre de 2015, apenas dos días después de que Advanced LIGO comenzara a recopilar datos tras la actualización. [ 48 ] [ 92 ] [ 93 ] Coincidió con las predicciones de la relatividad general [ 81 ] [ 82 ] [ 83 ] para la espiral interna y la fusión de un par de agujeros negros y la posterior relajación del agujero negro resultante. Las observaciones demostraron la existencia de sistemas binarios de agujeros negros de masa estelar y la primera observación de la fusión de un sistema binario de agujeros negros.

El 15 de junio de 2016, LIGO anunció la detección de un segundo evento de ondas gravitacionales, registrado el 26 de diciembre de 2015 a las 3:38 UTC. El análisis de la señal observada indicó que el evento fue causado por la fusión de dos agujeros negros con masas de 14,2 y 7,5 masas solares, a una distancia de 1400 millones de años luz. [ 51 ] La señal fue denominada GW151226 . [ 94 ]

La segunda ronda de observación (O2) se extendió desde el 30 de noviembre de 2016 [ 95 ] hasta el 25 de agosto de 2017, [ 96 ] con Livingston logrando una mejora de sensibilidad del 15-25% (100 Mpc) con respecto a O1, y con la sensibilidad de Hanford similar a O1. [ 90 ] [ 97 ] En este período, LIGO vio varios eventos de ondas gravitacionales adicionales: GW170104 en enero; GW170608 en junio; y otros cinco entre julio y agosto de 2017. Varios de estos también fueron detectados por la Colaboración. [ 98 ] [ 99 ] [ 100 ] A diferencia de las fusiones de agujeros negros que solo son detectables gravitacionalmente, GW170817 provino de la colisión de dos estrellas de neutrones y también fue detectado electromagnéticamente por satélites de rayos gamma y telescopios ópticos. [ 99 ]

La tercera ejecución (O3), con una sensibilidad de 111-134 Mpc, [ 101 ] comenzó el 1 de abril de 2019 [ 102 ] y estaba previsto que durara hasta el 30 de abril de 2020; de hecho, se suspendió en marzo de 2020 debido a la COVID-19 . [ 18 ] [ 103 ] [ 104 ] El 6 de enero de 2020, LIGO anunció la detección de lo que parecían ser ondulaciones gravitacionales de una colisión de dos estrellas de neutrones, registradas el 25 de abril de 2019 por el detector LIGO Livingston. A diferencia de GW170817, este evento no produjo ninguna luz que se detectara. Además, este es el primer evento publicado para una detección de un solo observatorio, dado que el detector LIGO Hanford estaba temporalmente fuera de servicio en ese momento y el evento era demasiado débil para ser visible en los datos de . [ 105 ]

La cuarta ronda de observación (O4) estaba prevista para comenzar en diciembre de 2022, [ 106 ] pero se pospuso hasta el 24 de mayo de 2023, concluyendo el 18 de noviembre de 2025. [ 20 ] [ 107 ] Durante O4 los interferómetros operaron con una sensibilidad de155–175  Mpc , [ 20 ] dentro del rango de sensibilidad de diseño de160–190  Mpc para eventos de estrellas de neutrones binarias. [ 108 ]

Actualmente se planea que una quinta fase de observación, denominada IR1, comience entre mediados de septiembre y principios de octubre de 2026 y se espera que dure 6 meses. Durante esta fase, se espera que ambos detectores LIGO estén operativos, y que Virgo y KAGRA se unan si están disponibles. [ 20 ] [ 107 ]

Futuro

LIGO-India

LIGO-India , o INDIGO, es un proyecto de colaboración planificado entre el Laboratorio LIGO y la Iniciativa India de Observación de Ondas Gravitacionales (IndIGO) para crear un detector de ondas gravitacionales en la India. El Laboratorio LIGO, en colaboración con la Fundación Nacional de Ciencias de EE. UU. y socios de Advanced LIGO del Reino Unido, Alemania y Australia, se ha ofrecido a proporcionar todos los diseños y el hardware para uno de los tres detectores Advanced LIGO previstos, que será instalado, puesto en marcha y operado por un equipo de científicos indios en una instalación que se construirá en la India.

El proyecto LIGO-India es una colaboración entre el Laboratorio LIGO y el consorcio LIGO-India: el Instituto de Investigación de Plasma de Gandhinagar; el IUCAA (Centro Interuniversitario de Astronomía y Astrofísica de Pune) y el Centro Raja Ramanna de Tecnología Avanzada de Indore.

La expansión de las actividades mundiales en la detección de ondas gravitacionales para producir una red global efectiva ha sido un objetivo de LIGO durante muchos años. En 2010, una hoja de ruta de desarrollo [ 109 ] publicada por el Comité Internacional de Ondas Gravitacionales (GWIC) recomendó que la expansión de la red global de detectores interferométricos se impulsara como máxima prioridad. Dicha red proporcionaría a los astrofísicos capacidades de búsqueda más robustas y mayores rendimientos científicos. El acuerdo actual entre la Colaboración Científica LIGO y la colaboración Virgo conecta tres detectores de sensibilidad comparable y constituye el núcleo de esta red internacional. Los estudios indican que la localización de fuentes por una red que incluya un detector en la India proporcionaría mejoras significativas. [ 110 ] [ 111 ] Se predice que las mejoras en los promedios de localización serán aproximadamente de un orden de magnitud, con mejoras sustancialmente mayores en ciertas regiones del cielo.

La NSF estaba dispuesta a permitir esta reubicación y sus consiguientes retrasos en el cronograma, siempre y cuando no aumentara el presupuesto de LIGO. Por lo tanto, todos los costos necesarios para construir un laboratorio equivalente a los sitios de LIGO para albergar el detector tendrían que ser sufragados por el país anfitrión. [ 112 ] La primera ubicación potencial distante fue en AIGO en Australia Occidental , [ 113 ] sin embargo, el gobierno australiano no estaba dispuesto a comprometer fondos antes de la fecha límite del 1 de octubre de 2011.

En junio de 2012, durante una reunión de la Comisión Conjunta entre India y Estados Unidos, se discutió la posibilidad de ubicar el proyecto en India. [ 114 ] Paralelamente, la agencia de financiación de LIGO, la NSF, evaluó la propuesta. Dado que el proyecto LIGO-India implica la transferencia de uno de los detectores de LIGO a India, el plan afectaría el trabajo y la programación de las mejoras de Advanced LIGO que ya estaban en marcha. En agosto de 2012, la Junta Nacional de Ciencias de Estados Unidos aprobó la solicitud del Laboratorio LIGO para modificar el alcance de Advanced LIGO, optando por no instalar el interferómetro Hanford "H2" y, en su lugar, prepararlo para su almacenamiento con miras a enviarlo a LIGO-India. [ 115 ] En India, el proyecto se presentó al Departamento de Energía Atómica y al Departamento de Ciencia y Tecnología para su aprobación y financiación. El 17 de febrero de 2016, menos de una semana después del histórico anuncio de LIGO sobre la detección de ondas gravitacionales, el primer ministro indio Narendra Modi anunció que el Gabinete había otorgado la aprobación "en principio" a la megapropuesta científica LIGO-India. [ 116 ]

Se ha seleccionado un sitio cercano al lugar de peregrinación de Aundha Nagnath en el distrito de Hingoli del estado de Maharashtra en el oeste de la India . [ 117 ] [ 118 ]

El 7 de abril de 2023, el Gabinete del Gobierno de la India aprobó el proyecto LIGO-India. La construcción comenzará en el distrito de Hingoli, en Maharashtra, con un coste de 2600 millones de rupias indias . [ 119 ]

A+

Al igual que con Enhanced LIGO, se incorporarán ciertas mejoras al instrumento Advanced LIGO existente. Estas se denominan propuestas A+ y su instalación está prevista desde 2019 hasta que el detector mejorado esté operativo en 2024. [ 120 ] Los cambios casi duplicarían la sensibilidad de Advanced LIGO, [ 121 ] [ 122 ] y aumentarían el volumen del espacio explorado en un factor de siete. [ 123 ] Las mejoras incluyen:

Debido a que el fotodetector de salida final de LIGO es sensible a la fase, y no a la amplitud, es posible comprimir la señal para que haya menos ruido de fase y más ruido de amplitud, sin violar el límite mecánico cuántico en su producto. [ 126 ] Esto se hace inyectando un "estado de vacío comprimido" en el puerto oscuro (salida del interferómetro) que es más silencioso, en el parámetro relevante, que la simple oscuridad. Dicha mejora de compresión se instaló en ambos sitios de LIGO antes de la tercera ronda de observación. [ 127 ] La mejora A+ verá la instalación de una cavidad óptica adicional que actúa para rotar la cuadratura de compresión de compresión de fase a altas frecuencias (por encima de 50 Hz) a compresión de amplitud a bajas frecuencias, mitigando así también el ruido de presión de radiación  de baja frecuencia .

LIGO Voyager

Se está planificando un detector de tercera generación en los sitios LIGO existentes, denominado "LIGO Voyager", para mejorar la sensibilidad en un factor adicional de dos y reducir a la mitad el límite de baja frecuencia a 10  Hz. [ 128 ] Los planes contemplan la sustitución de los espejos de vidrio y los láseres de 1064  nm  por masas de prueba de silicio aún mayores, de 160 kg, enfriadas a 123  K (temperatura alcanzable con nitrógeno líquido ), y un cambio a una longitud de onda láser más larga en el rango de 1500 a 2200  nm, donde el silicio es transparente. (Muchos documentos asumen una longitud de onda de 1550  nm, pero esto no es definitivo).

Voyager sería una actualización a A+, y estaría operativa alrededor de 2027-2028. [ 129 ]

Explorador Cósmico

Un diseño para dos observatorios más grandes con brazos más largos se llama " Cosmic Explorer ". Este se basa en la tecnología LIGO Voyager, incluyendo una geometría en forma de L similar a la de LIGO, pero con  brazos de 20 y 40 km. Actualmente, se planea ubicarlo en la superficie. Tiene mayor sensibilidad que el Telescopio Einstein para frecuencias superiores a 10  Hz, pero menor sensibilidad por debajo de 10  Hz. [ 128 ]

Véase también

Notas

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  • LIGO: una fuerte convicción Archivado el 29 de marzo de 2016 en Wayback Machine , 11/2/16 Entrevista de CERN Courier con Barry Barish (fecha de publicación: 18 de marzo de 2016).
  • Vídeo (3:10): LIGO Orrey (1 de diciembre de 2018) en YouTube