Onda gravitacional

A medida que dos agujeros negros orbitan acercándose entre sí, emiten ondas gravitacionales, cuya frecuencia aumenta hasta alcanzar un valor máximo cuando los agujeros negros se fusionan.

Las ondas gravitacionales son ondas de curvatura del espacio-tiempo producidas por el movimiento relativo de masas gravitacionales y que se propagan a la velocidad de la luz . Fueron predichas por primera vez por Albert Einstein ^[¹^]^[²^] como consecuencia de su teoría general de la relatividad , apareciendo como "ondulaciones en la curvatura del espacio-tiempo". ^[³^]^[⁴^]^:³²⁶^[⁵^]^:¹¹⁷ Desde entonces se han observado cientos de estas ondas gravitacionales, primero indirectamente utilizando observaciones de púlsares binarios ^[⁶^] y, desde 2015, ^[⁷^] directamente a través de observatorios dedicados.

Las ondas gravitacionales transportan energía como radiación gravitacional , una forma de energía radiante similar a la radiación electromagnética . ^{[ 8 ]} La ley de gravitación universal de Newton , parte de la mecánica clásica , no contempla su existencia, sino que afirma que la gravedad tiene un efecto instantáneo en todas partes. Por lo tanto, las ondas gravitacionales constituyen un importante fenómeno relativista que está ausente en la física newtoniana.

La astronomía de ondas gravitacionales tiene la ventaja de que, a diferencia de la radiación electromagnética, las ondas gravitacionales no se ven afectadas por la materia interviniente. Las fuentes que se pueden estudiar de esta manera incluyen sistemas estelares binarios compuestos por enanas blancas , estrellas de neutrones , ^{[ 9 ]}^{[ 10 ]} y agujeros negros ; eventos como supernovas ; y la formación del universo temprano poco después del Big Bang .

La primera evidencia indirecta de la existencia de ondas gravitacionales provino en 1974 de la observación del decaimiento orbital del púlsar binario Hulse-Taylor , que coincidió con el decaimiento predicho por la relatividad general para la energía perdida por radiación gravitacional. En 1993, Russell Alan Hulse y Joseph Hooton Taylor Jr. recibieron el Premio Nobel de Física por este descubrimiento.

La primera observación directa de ondas gravitacionales se realizó en septiembre de 2015, cuando los detectores de ondas gravitacionales LIGO, ubicados en Livingston (Luisiana) y Hanford (Washington), recibieron una señal generada por la fusión de dos agujeros negros. Posteriormente, Rainer Weiss , Kip Thorne y Barry Barish recibieron el Premio Nobel de Física de 2017 por su contribución a la detección directa de ondas gravitacionales.

Introducción

En la teoría general de la relatividad de Albert Einstein , la gravedad se trata como un fenómeno resultante de la curvatura del espacio-tiempo , ^[¹¹^] causada por la presencia de masa. ^[¹²^] Si las masas se mueven, la curvatura del espacio-tiempo cambia; ^[¹³^] y si el movimiento no es esféricamente simétrico, puede emitir perturbaciones de curvatura propagantes ^[¹⁴^] —es decir, ondas gravitacionales ^[¹⁵^]^[¹⁶^]^[¹⁷^]^[¹⁸^] — que se irradian hacia afuera a la velocidad de la luz . ^[¹⁹^]

Una onda gravitacional que pasa altera la separación relativa de masas en caída libre , reflejando una perturbación en la curvatura del espacio-tiempo local. La separación varía siguiendo un patrón que refleja la forma de onda de la perturbación. La magnitud de este efecto es inversamente proporcional a la distancia (no al cuadrado) desde la fuente. ^{[ 20 ]}^{: 227}

Se predice que las estrellas de neutrones binarias en espiral serán una fuente poderosa de ondas gravitacionales al fusionarse , debido a la enorme aceleración de sus masas al orbitar cerca una de la otra. Sin embargo, debido a las distancias astronómicas a estas fuentes, se predice que los efectos medidos en la Tierra serán muy pequeños, con deformaciones inferiores a 1 parte en ^10²⁰ .

Los científicos demuestran la existencia de estas ondas con detectores de alta sensibilidad en múltiples sitios de observación. A partir de 2012Los observatorios LIGO y Virgo fueron los detectores más sensibles, operando con resoluciones de aproximadamente una parte en5 × 10 ²² . ^{[ 21 ]} El detector japonés KAGRA se completó en 2019; su primera detección conjunta con LIGO y VIRGO se informó en 2021. ^{[ 22 ]} Otro detector terrestre europeo, el Telescopio Einstein , está en desarrollo. Un observatorio espacial, la Antena Espacial de Interferometría Láser (LISA), también está siendo desarrollado por la Agencia Espacial Europea .

Las ondas gravitacionales no interactúan fuertemente con la materia como lo hace la radiación electromagnética. ^{[ 23 ]}^{: 33–34} Esto permite la observación de eventos que involucran objetos exóticos en el universo distante que no pueden observarse con medios más tradicionales como telescopios ópticos o radiotelescopios ; por consiguiente, la astronomía de ondas gravitacionales proporciona nuevas perspectivas sobre el funcionamiento del universo. ^{[ 23 ]}^{: 36–40}

En particular, las ondas gravitacionales podrían ser de interés para los cosmólogos, ya que ofrecen una posible forma de observar el universo primitivo. Esto no es posible con la astronomía convencional, puesto que antes de la recombinación el universo era opaco a la radiación electromagnética. ^{[ 24 ]} Las mediciones precisas de las ondas gravitacionales también permitirán a los científicos poner a prueba con mayor rigor la teoría general de la relatividad.

En principio, las ondas gravitacionales pueden existir a cualquier frecuencia. Las ondas de muy baja frecuencia pueden detectarse mediante redes de cronometraje de púlsares . En esta técnica, se monitoriza el tiempo de aproximadamente 100 púlsares distribuidos por toda la Vía Láctea a lo largo de los años. Los cambios detectables en el tiempo de llegada de sus señales pueden deberse al paso de ondas gravitacionales generadas por la fusión de agujeros negros supermasivos (SMBH) con longitudes de onda medidas en años luz . Estos cambios en el tiempo pueden utilizarse para localizar la fuente de las ondas. ^{[ 25 ]}

Mediante esta técnica, los astrónomos han descubierto el «zumbido» de varias fusiones de agujeros negros supermasivos que ocurren en el universo. Stephen Hawking y Werner Israel enumeran diferentes bandas de frecuencia para las ondas gravitacionales que podrían detectarse, desde 10⁻⁷ ^Hz hasta ^10¹¹ Hz. ^{[ 26 ]}

Velocidad de la gravedad

La velocidad de las ondas gravitacionales en la teoría general de la relatividad es igual a la velocidad de la luz en el vacío, $c$ . ^{[ 27 ]} Dentro de la teoría de la relatividad especial , la constante $c$ no se refiere únicamente a la luz; en cambio, es la velocidad máxima posible para cualquier interacción en la naturaleza. Formalmente, $c$ es un factor de conversión para cambiar la unidad de tiempo a la unidad de espacio. ^{[ 28 ]} Esto la convierte en la única velocidad que no depende ni del movimiento de un observador ni de una fuente de luz y/o gravedad.

Así, la velocidad de la luz es también la velocidad de las ondas gravitacionales y, además, la velocidad de cualquier partícula sin masa. Dichas partículas incluyen el gluón (portador de la fuerza fuerte), los fotones que componen la luz (portadores de la fuerza electromagnética) y los hipotéticos gravitones (que son las presuntas partículas de campo asociadas con la gravedad; sin embargo, la comprensión del gravitón, si es que existe, requiere una teoría de la gravedad cuántica aún no disponible ).

En agosto de 2017, los detectores LIGO y Virgo recibieron una señal de ondas gravitacionales, GW170817 , casi al mismo tiempo que los satélites de rayos gamma y los telescopios ópticos recibieron señales de su fuente en la galaxia NGC 4993 , a unos 130 millones de años luz de distancia. ^{[ 29 ]} Esta medición limitó la diferencia experimental entre la velocidad de las ondas gravitacionales y la luz a menos de una parte en 10 ¹⁵ . ^{[ 30 ]}

Historia

La posibilidad de ondas gravitacionales y de que estas pudieran viajar a la velocidad de la luz fue discutida en 1893 por Oliver Heaviside , utilizando la analogía entre la ley del inverso del cuadrado de la gravitación y la fuerza electrostática . ^{[ 34 ]} En 1905, Henri Poincaré propuso ondas gravitacionales, que emanan de un cuerpo y se propagan a la velocidad de la luz, como un requisito de las transformaciones de Lorentz ^{[ 35 ]} y sugirió que, por analogía con una carga eléctrica acelerada que produce ondas electromagnéticas , las masas aceleradas en una teoría relativista de campos de la gravedad deberían producir ondas gravitacionales. ^{[ 36 ]}^{[ 37 ]}

En 1915, Einstein publicó su teoría general de la relatividad , una teoría relativista completa de la gravitación. Conjeturó, al igual que Poincaré, que la ecuación produciría ondas gravitacionales, pero, como menciona en una carta a Schwarzschild en febrero de 1916, ^{[ 37 ]} estas no podían ser similares a las ondas electromagnéticas. Las ondas electromagnéticas pueden producirse por el movimiento dipolar, que requiere tanto una carga positiva como una negativa. La gravitación no tiene un equivalente a la carga negativa. Einstein continuó trabajando en la complejidad de las ecuaciones de la relatividad general para encontrar un modelo de onda alternativo. El resultado se publicó en junio de 1916, ^{[ 2 ]} y allí llegó a la conclusión de que la onda gravitacional debe propagarse a la velocidad de la luz, y que, de hecho, debe haber tres tipos de ondas gravitacionales denominadas longitudinal-longitudinal, transversal-longitudinal y transversal-transversal por Hermann Weyl . ^{[ 37 ]}

Sin embargo, la naturaleza de las aproximaciones de Einstein llevó a muchos (incluido el propio Einstein) a dudar del resultado. En 1922, Arthur Eddington demostró que dos de los tipos de ondas de Einstein eran artefactos del sistema de coordenadas que utilizaba, y que podían propagarse a cualquier velocidad eligiendo coordenadas apropiadas, lo que llevó a Eddington a bromear diciendo que "se propagaban a la velocidad del pensamiento". ^{[ 38 ]}^{: 72} Esto también puso en duda la fisicalidad del tercer tipo (transversal-transversal) que Eddington demostró que siempre se propagaba a la velocidad de la luz independientemente del sistema de coordenadas. En 1936, Einstein y Nathan Rosen presentaron un artículo a Physical Review en el que afirmaban que las ondas gravitacionales no podían existir en la teoría general de la relatividad completa porque cualquier solución de las ecuaciones de campo de este tipo tendría una singularidad. La revista envió su manuscrito para que lo revisara Howard P. Robertson , quien informó anónimamente que las singularidades en cuestión eran simplemente las inofensivas singularidades de coordenadas de las coordenadas cilíndricas empleadas. Einstein, que desconocía el concepto de revisión por pares, retiró airadamente el manuscrito y nunca más volvió a publicar en Physical Review . No obstante, su asistente Leopold Infeld , que había estado en contacto con Robertson, convenció a Einstein de que la crítica era correcta, y el artículo fue reescrito con la conclusión opuesta y publicado en otro lugar. ^{[ 37 ]}^{[ 38 ]}^{: 79 y ss.} En 1956, Felix Pirani remedió la confusión causada por el uso de varios sistemas de coordenadas reformulando las ondas gravitacionales en términos del tensor de curvatura de Riemann manifiestamente observable . ^{[ 39 ]}

En aquel momento, el trabajo de Pirani quedó eclipsado por el enfoque de la comunidad en una cuestión diferente: si las ondas gravitacionales podían transmitir energía . Este asunto se resolvió mediante un experimento mental propuesto por Richard Feynman durante la primera conferencia de "Relatividad General" en Chapel Hill en 1957. En resumen, su argumento, conocido como el " argumento de las cuentas pegajosas ", señala que si se toma una varilla con cuentas, el efecto de una onda gravitacional que pasa sería mover las cuentas a lo largo de la varilla; la fricción produciría calor, lo que implicaría que la onda que pasa ha realizado trabajo . Poco después, Hermann Bondi publicó una versión detallada del "argumento de las cuentas pegajosas". ^{[ 37 ]} Esto condujo posteriormente a una serie de artículos (de 1959 a 1989) de Bondi y Pirani que establecieron la existencia de soluciones de ondas planas para las ondas gravitacionales . ^{[ 40 ]}

Paul Dirac postuló además la existencia de ondas gravitacionales, declarando que tenían "significado físico" en su conferencia de 1959 en las Reuniones de Lindau . ^{[ 41 ]} Además, fue Dirac quien predijo ondas gravitacionales con una densidad de energía bien definida en 1964. ^{[ 42 ]}

Tras la conferencia de Chapel Hill, Joseph Weber comenzó a diseñar y construir los primeros detectores de ondas gravitacionales, ahora conocidos como barras de Weber . En 1969, Weber afirmó haber detectado las primeras ondas gravitacionales, y para 1970 ya estaba "detectando" señales regularmente desde el Centro Galáctico ; sin embargo, la frecuencia de detección pronto generó dudas sobre la validez de sus observaciones, ya que la tasa implícita de pérdida de energía de la Vía Láctea agotaría la energía de la galaxia en una escala de tiempo mucho menor que su edad inferida. Estas dudas se reforzaron cuando, a mediados de la década de 1970, experimentos repetidos de otros grupos que construían sus propias barras de Weber en todo el mundo no lograron encontrar ninguna señal, y a finales de la década de 1970 el consenso era que los resultados de Weber eran espurios. ^{[ 37 ]}

En el mismo período, se descubrió la primera evidencia indirecta de ondas gravitacionales. En 1974, Russell Alan Hulse y Joseph Hooton Taylor, Jr. descubrieron el primer púlsar binario , lo que les valió el Premio Nobel de Física de 1993. ^{[ 43 ]} Las observaciones de cronometraje de púlsares durante la década siguiente mostraron una disminución gradual del período orbital del púlsar de Hulse-Taylor que coincidía con la pérdida de energía y momento angular en la radiación gravitacional predicha por la relatividad general. ^{[ 44 ]}^{[ 45 ]}^{[ 37 ]}

Esta detección indirecta de ondas gravitacionales motivó nuevas búsquedas, a pesar del resultado desacreditado de Weber. Algunos grupos continuaron mejorando el concepto original de Weber, mientras que otros buscaron la detección de ondas gravitacionales utilizando interferómetros láser. La idea de usar un interferómetro láser para esto parece haber sido planteada independientemente por varias personas, incluyendo a ME Gertsenshtein y VI Pustovoit en 1962, ^{[ 46 ]} y Vladimir B. Braginskiĭ en 1966. Los primeros prototipos fueron desarrollados en la década de 1970 por Robert L. Forward y Rainer Weiss. ^{[ 47 ]}^{[ 48 ]} En las décadas siguientes, se construyeron instrumentos cada vez más sensibles, culminando en la construcción de GEO600 , LIGO y Virgo . ^{[ 37 ]}

Después de años de producir resultados nulos, los detectores mejorados entraron en funcionamiento en 2015. El 11 de febrero de 2016, las colaboraciones LIGO-Virgo anunciaron la primera observación de ondas gravitacionales , ^{[ 49 ]}^{[ 50 ]}^{[ 51 ]}^{[ 52 ]} de una señal (denominada GW150914 ) detectada a las 09:50:45 GMT del 14 de septiembre de 2015 de dos agujeros negros con masas de 29 y 36 masas solares fusionándose a unos 1.300 millones de años luz de distancia. Durante la última fracción de segundo de la fusión, liberó más de 50 veces la potencia de todas las estrellas del universo observable combinadas. ^{[ 53 ]} La señal aumentó en frecuencia de 35 a 250 Hz durante 10 ciclos (5 órbitas) mientras aumentaba en intensidad durante un período de 0,2 segundos. ^{[ 50 ]} La masa del nuevo agujero negro fusionado era de 62 masas solares. Se emitió energía equivalente a tres masas solares en forma de ondas gravitacionales. ^{[ 54 ]} La señal fue detectada por ambos detectores LIGO en Livingston y Hanford, con una diferencia de tiempo de 7 milisegundos debido al ángulo entre los dos detectores y la fuente. La señal provenía del hemisferio celeste austral , en la dirección aproximada de (pero mucho más lejos que) las Nubes de Magallanes . ^{[ 52 ]} El nivel de confianza de que se tratara de una observación de ondas gravitacionales era del 99,99994%. ^{[ 54 ]}

Un año antes, la colaboración BICEP2 afirmó haber detectado la huella de ondas gravitacionales en el fondo cósmico de microondas . Sin embargo, posteriormente se vieron obligados a retractarse de este resultado. ^{[ 31 ]}^{[ 32 ]}^{[ 55 ]}^{[ 56 ]}

En 2017, el Premio Nobel de Física fue otorgado a Rainer Weiss , Kip Thorne y Barry Barish por su papel en la detección de ondas gravitacionales. ^{[ 57 ]}^{[ 58 ]}^{[ 59 ]}

En 2023, se anunciaron resultados de redes de cronometraje de púlsares que sugerían evidencia de un fondo de ondas gravitacionales . ^{[ 60 ]} Un análisis complejo de observaciones de radio durante 15 años de 67 púlsares mostró correlaciones que coinciden con la curva de Hellings-Downs , consistente con un fondo estocástico de ondas gravitacionales. ^{[ 61 ]}^{[ 62 ]} Resultados similares son publicados por European Pulsar Timing Array , que afirmó una $3\sigma$ -significancia . ^{[ 63 ]}^{[ 64 ]} La dependencia de la frecuencia de esta radiación de fondo difiere de los modelos de la fuente esperada, por lo que aún no se pueden descartar sistemas binarios de agujeros negros supermasivos fusionados y otras fuentes. ^{[ 65 ]}

Efectos de la muerte

Las ondas gravitacionales pasan constantemente cerca de la Tierra ; sin embargo, incluso las más intensas tienen un efecto minúsculo, ya que sus fuentes generalmente se encuentran a gran distancia. Por ejemplo, las ondas emitidas por la fusión final cataclísmica de GW150914 llegaron a la Tierra tras viajar más de mil millones de años luz , como una ondulación en el espacio-tiempo que modificó la longitud de un brazo de LIGO de 4 km en una milésima parte del ancho de un protón , proporcionalmente equivalente a cambiar la distancia a la estrella más cercana fuera del Sistema Solar en el grosor de un cabello. ^{[ 66 ]} Este efecto tan pequeño, incluso de las ondas gravitacionales más extremas, hace que solo sean observables en la Tierra con los detectores más sofisticados.

Los efectos de una onda gravitacional, de forma extremadamente exagerada, pueden visualizarse imaginando una región perfectamente plana del espacio-tiempo con un grupo de partículas de prueba inmóviles dispuestas en un plano, por ejemplo, la superficie de una pantalla de ordenador. A medida que una onda gravitacional atraviesa las partículas en una línea perpendicular al plano de las mismas, es decir, siguiendo la línea de visión del observador hacia la pantalla, las partículas seguirán la distorsión del espacio-tiempo, oscilando en forma de cruz , como se muestra en las animaciones. El área delimitada por las partículas de prueba permanece inalterada y no se produce ningún movimiento en la dirección de propagación.

Las oscilaciones representadas en la animación están exageradas con fines de discusión ; en realidad, una onda gravitacional tiene una amplitud muy pequeña (según la formulación de la gravedad linealizada ). Sin embargo, ayudan a ilustrar el tipo de oscilaciones asociadas con las ondas gravitacionales producidas por un par de masas en una órbita circular . En este caso, la amplitud de la onda gravitacional es constante, pero su plano de polarización cambia o rota al doble de la velocidad orbital, por lo que el tamaño de la onda gravitacional variable en el tiempo, o "deformación periódica del espacio-tiempo", presenta una variación como se muestra en la animación. ^[⁶⁷^] Si la órbita de las masas es elíptica, entonces la amplitud de la onda gravitacional también varía con el tiempo según la fórmula cuadrupolar de Einstein . ^[²^]

Al igual que con otras ondas , existen varias características que se utilizan para describir una onda gravitacional:

Amplitud: Generalmente denotada por h , esta es la magnitud de la onda : la fracción de estiramiento o compresión en la animación. La amplitud que se muestra aquí es aproximadamente h = 0,5 (o 50%). Las ondas gravitacionales que pasan a través de la Tierra son muchos sextillones de veces más débiles que esta : h ≈ 10 ⁻²⁰ .
Frecuencia : Generalmente se denota con la letra f , y es la frecuencia con la que oscila la onda (1 dividido por el tiempo transcurrido entre dos estiramientos o compresiones máximas sucesivas).
Longitud de onda : Generalmente se denota con la letra λ , y es la distancia a lo largo de la onda entre los puntos de máxima dilatación o compresión.
Velocidad : Es la velocidad a la que viaja un punto de la onda (por ejemplo, un punto de máxima deformación o compresión). Para ondas gravitacionales de pequeña amplitud, esta velocidad es igual a la velocidad de la luz ( c ).

La velocidad, la longitud de onda y la frecuencia de una onda gravitacional se relacionan mediante la ecuación c = λf , al igual que la ecuación para una onda de luz . Por ejemplo, las animaciones que se muestran aquí oscilan aproximadamente una vez cada dos segundos. Esto correspondería a una frecuencia de 0,5 Hz y una longitud de onda de unos 600 000 km, o 47 veces el diámetro de la Tierra.

En el ejemplo anterior, se supone que la onda está polarizada linealmente con una polarización "positiva", escrita h ₊ . La polarización de una onda gravitacional es igual que la polarización de una onda de luz, excepto que las polarizaciones de una onda gravitacional están separadas 45 grados, en lugar de 90 grados. ^{[ 68 ]} En particular, en una onda gravitacional con polarización "cruzada", h _× , el efecto sobre las partículas de prueba sería básicamente el mismo, pero rotado 45 grados, como se muestra en la segunda animación. Al igual que con la polarización de la luz, las polarizaciones de las ondas gravitacionales también pueden expresarse en términos de ondas polarizadas circularmente . Las ondas gravitacionales están polarizadas debido a la naturaleza de su fuente.

Fuentes

En términos generales, las ondas gravitacionales son radiadas por grandes movimientos coherentes de inmensa masa, especialmente en regiones donde la gravedad es tan fuerte que la gravedad newtoniana comienza a fallar. ^{[ 70 ]}^{: 380}

El efecto no se produce en un sistema puramente simétrico esféricamente. ^{[ 71 ]} Un ejemplo sencillo de este principio es una mancuerna giratoria. Si la mancuerna gira sobre su eje de simetría, no irradiará ondas gravitacionales; si da vueltas sobre sí misma, como en el caso de dos planetas que orbitan uno alrededor del otro, sí irradiará ondas gravitacionales. Cuanto más pesada sea la mancuerna y más rápido gire, mayor será la radiación gravitacional que emitirá. En un caso extremo, como cuando los dos pesos de la mancuerna son estrellas masivas como estrellas de neutrones o agujeros negros, que orbitan una alrededor de la otra rápidamente, entonces se emitirían cantidades significativas de radiación gravitacional.

Algunos ejemplos más detallados:

Dos objetos que orbitan uno alrededor del otro, como un planeta orbita alrededor del Sol, irradiarán luz.
Un planetoide giratorio no axisimétrico , por ejemplo, con una gran protuberancia o hendidura en el ecuador , irradiará energía.
Una supernova irradiará radiación, salvo en el improbable caso de que la explosión sea perfectamente simétrica.
Un objeto sólido aislado que no gira y se mueve a velocidad constante no irradia radiación. Esto puede considerarse una consecuencia del principio de conservación del momento lineal .
Un disco giratorio no irradia radiación. Esto puede considerarse una consecuencia del principio de conservación del momento angular . Sin embargo, sí presenta efectos gravitomagnéticos .
Una estrella esférica pulsante esféricamente (momento monopolar o masa distintos de cero , pero momento cuadrupolar cero) no irradiará, de acuerdo con el teorema de Birkhoff .

En términos más técnicos, la segunda derivada temporal del momento cuadrupolar (o la l -ésima derivada temporal del l -ésimo momento multipolar ) del tensor de energía-impulso de un sistema aislado debe ser distinta de cero para que emita radiación gravitacional. Esto es análogo al momento dipolar variable de la carga o la corriente, necesario para la emisión de radiación electromagnética .

Binarios

Dos estrellas de masas diferentes se encuentran en órbitas circulares . Cada una gira alrededor de su centro de masa común (indicado por la pequeña cruz roja) en un círculo, siendo la de mayor masa la que tiene la órbita más pequeña.

Dos estrellas de masa similar en órbitas circulares alrededor de su centro de masa.

Dos estrellas de masa similar en órbitas altamente elípticas alrededor de su centro de masa.

Las ondas gravitacionales transportan energía lejos de sus fuentes y, en el caso de cuerpos en órbita, esto se asocia con una espiral descendente o una disminución de la órbita. ^{[ 72 ]}^{[ 73 ]} Imaginemos, por ejemplo, un sistema simple de dos masas —como el sistema Tierra-Sol— que se mueve lentamente en comparación con la velocidad de la luz en órbitas circulares. Supongamos que estas dos masas orbitan una alrededor de la otra en una órbita circular en el plano x - y . Con una buena aproximación, las masas siguen órbitas keplerianas simples . Sin embargo, dicha órbita representa un momento cuadrupolar variable . Es decir, el sistema emitirá ondas gravitacionales.

En teoría, la pérdida de energía a través de la radiación gravitacional podría eventualmente hacer que la Tierra cayera al Sol . Sin embargo, la energía total de la Tierra orbitando alrededor del Sol ( energía cinética + energía potencial gravitacional ) es de aproximadamente 1,14 × 10³⁶ julios, de los cuales solo 200 vatios (julios por segundo) se pierden por radiación gravitacional, lo que provoca una disminución de la órbita de aproximadamente 1 × 10⁻¹⁵ metros por día o aproximadamente el diámetro de un protón . A este ritmo, la Tierra tardaría aproximadamente 3 × 10¹³ veces más que la edad actual del universo para caer en espiral hacia el Sol. Esta estimación pasa por alto la disminución de r con el tiempo, pero el radio varía solo lentamente durante la mayor parte del tiempo y cae en picada en etapas posteriores, como $r(t)=r_{0}\left(1-{\frac {t}{t_{\text{coalesce}}}}\right)^{1/4},$ con $r_{0}$ el radio inicial y $t_{\text{coalesce}}$ el tiempo total necesario para coalescer completamente. ^{[ 74 ]}

De manera más general, la tasa de decaimiento orbital se puede aproximar mediante ^{[ 75 ].}

{\frac {\mathrm {d} r}{\mathrm {d} t}}=-{\frac {64}{5}}\,{\frac {G^{3}}{c^{5}}}\,{\frac {(m_{1}m_{2})(m_{1}+m_{2})}{r^{3}}}\ ,

donde r es la separación entre los cuerpos, t el tiempo, G la constante gravitacional , c la velocidad de la luz , y m ₁ y m ₂ las masas de los cuerpos. Esto conduce a un tiempo esperado de fusión de ^{[ 75 ]}

t={\frac {5}{256}}\,{\frac {c^{5}}{G^{3}}}\,{\frac {r^{4}}{(m_{1}m_{2})(m_{1}+m_{2})}}.

binarios compactos

Las estrellas compactas como las enanas blancas y las estrellas de neutrones pueden ser componentes de sistemas binarios. Por ejemplo, un par de estrellas de neutrones de masa solar en una órbita circular a una separación de 1,89 × 10⁸ m (189.000 km) tiene un período orbital de 1.000 segundos y una vida útil esperada de 1,30 × 10¹³ segundos o unos 414 000 años. LISA podría observar un sistema asísi no estuviera demasiado lejos. Existe un número mucho mayor de sistemas binarios de enanas blancas con periodos orbitales en este rango. Los sistemas binarios de enanas blancas tienen masas del orden del Sol y diámetros del orden de la Tierra. No pueden acercarse mucho más de 10 000 km antes de fusionarse y explotar en una supernova , lo que también pondría fin a la emisión de ondas gravitacionales. Hasta entonces, su radiación gravitacional sería comparable a la de un sistema binario de estrellas de neutrones.

Cuando la órbita de un sistema binario de estrellas de neutrones se ha reducido a 1,89 × 10⁶ m (1890 km), su vida útil restante es de aproximadamente 130 000 segundos o 36 horas. La frecuencia orbital variará de 1 órbita por segundo al inicio, a 918 órbitas por segundo cuando la órbita se haya reducido a 20 km en la fusión. La mayor parte de la radiación gravitacional emitida estará al doble de la frecuencia orbital. Justo antes de la fusión, la espiral de convergencia podría ser observada por LIGO si dicho sistema binario estuviera lo suficientemente cerca. LIGO solo tiene unos pocos minutos para observar esta fusión de una vida útil orbital total que podría haber sido de miles de millones de años. En agosto de 2017, LIGO y Virgo observaron la primera espiral de estrellas de neutrones binarias en GW170817 , y 70 observatorios colaboraron para detectar la contraparte electromagnética, una kilonova en la galaxia NGC 4993 , a 40 megaparsecs de distancia, que emitió un breve estallido de rayos gamma ( GRB 170817A ) segundos después de la fusión, seguido de un transitorio óptico más largo ( AT 2017gfo ) impulsado por núcleos del proceso r . Los detectores avanzados de LIGO deberían poder detectar tales eventos hasta a 200 megaparsecs de distancia; en este rango, se esperarían alrededor de 40 detecciones por año.^{[ 77 ]}

sistemas binarios de agujeros negros

Los sistemas binarios de agujeros negros emiten ondas gravitacionales durante sus fases de espiral, fusión y decaimiento. Por lo tanto, a principios de la década de 1990, la comunidad física se unió en torno a un esfuerzo concertado para predecir las formas de onda de las ondas gravitacionales de estos sistemas con la Alianza del Gran Desafío de Agujeros Negros Binarios . ^{[ 78 ]} La mayor amplitud de emisión ocurre durante la fase de fusión, que puede modelarse con las técnicas de la relatividad numérica. ^{[ 79 ]}^{[ 80 ]}^{[ 81 ]} La primera detección directa de ondas gravitacionales, GW150914 , provino de la fusión de dos agujeros negros.

Supernova

Una supernova es un evento astronómico transitorio que ocurre durante las últimas etapas de la evolución estelar de una estrella masiva, cuya dramática y catastrófica destrucción está marcada por una explosión titánica final. Esta explosión puede ocurrir de muchas maneras, pero en todas ellas una proporción significativa de la materia de la estrella es expulsada al espacio circundante a velocidades extremadamente altas (hasta el 10 % de la velocidad de la luz). A menos que exista una simetría esférica perfecta en estas explosiones (es decir, a menos que la materia sea expulsada uniformemente en todas direcciones), habrá radiación gravitacional proveniente de la explosión. Esto se debe a que las ondas gravitacionales se generan por un momento cuadrupolar variable , lo cual solo puede ocurrir cuando hay un movimiento asimétrico de masas. Dado que el mecanismo exacto por el cual ocurren las supernovas no se comprende completamente, no es fácil modelar la radiación gravitacional que emiten.

estrellas de neutrones giratorias

Como se mencionó anteriormente, una distribución de masas emitirá radiación gravitacional solo cuando exista un movimiento esféricamente asimétrico entre las masas. Una estrella de neutrones en rotación generalmente no emitirá radiación gravitacional porque las estrellas de neutrones son objetos de alta densidad con un fuerte campo gravitacional que las mantiene casi perfectamente esféricas. Sin embargo, en algunos casos, pueden existir ligeras deformidades en la superficie llamadas "montañas", que son protuberancias que se extienden no más de 10 centímetros (4 pulgadas) por encima de la superficie, ^{[ 82 ]} que hacen que la rotación sea esféricamente asimétrica. Esto le da a la estrella un momento cuadrupolar que cambia con el tiempo, y emitirá ondas gravitacionales hasta que las deformidades se eliminen.

Onda gravitacional primordial

Las ondas gravitacionales del universo primitivo podrían proporcionar una sonda única para la cosmología. Debido a que estas ondas interactúan muy débilmente con la materia, se propagarían libremente desde tiempos muy tempranos, cuando otras señales quedan atrapadas por la alta densidad de energía. Si se pudiera detectar esta radiación gravitacional, constituiría un fondo de ondas gravitacionales complementario a los datos del fondo cósmico de microondas . ^{[ 30 ]} Sin embargo, la existencia de ondas gravitacionales primordiales también puede inferirse a partir de sus efectos. Los modelos de inflación cósmica de "rodadura lenta" en el universo primitivo predicen ondas gravitacionales primordiales que impactarían la polarización del fondo cósmico de microondas, creando un patrón específico de polarización de modo B. La detección de este patrón respaldaría la teoría de la inflación y su intensidad podría confirmar y descartar diferentes modelos de inflación. ^{[ 83 ]}^{[ 84 ]} Si bien las afirmaciones de que este patrón característico de polarización del modo B había sido medido por el instrumento BICEP2 ^{[ 85 ]} fueron posteriormente atribuidas al polvo cósmico debido a nuevos resultados del experimento Planck , ^{[ 86 ]}^{[ 84 ]}^{: 253} el reanálisis posterior con compensación para el polvo en primer plano muestra límites que concuerdan con los resultados de los modelos Lambda-CDM . ^{[ 87 ]}

Propiedades y comportamiento

Energía, momento lineal y momento angular

Las olas de agua, las ondas sonoras y las ondas electromagnéticas pueden transportar energía , momento lineal y momento angular , y al hacerlo, los alejan de la fuente. ^{[ 23 ]} Las ondas gravitacionales cumplen la misma función. Así, por ejemplo, un sistema binario pierde momento angular a medida que los dos objetos en órbita se acercan en espiral el uno al otro ; el momento angular se irradia mediante ondas gravitacionales.

Las ondas también pueden transportar momento lineal, una posibilidad que tiene algunas implicaciones interesantes para la astrofísica . ^{[ 88 ]} Después de que dos agujeros negros supermasivos se fusionan, la emisión de momento lineal puede producir un "impulso" con una amplitud de hasta 4000 km/s. Esto es lo suficientemente rápido como para expulsar completamente el agujero negro fusionado de su galaxia anfitriona. Incluso si el impulso es demasiado pequeño para expulsar el agujero negro por completo, puede eliminarlo temporalmente del núcleo de la galaxia, después de lo cual oscilará alrededor del centro, hasta que finalmente se detenga. ^{[ 89 ]} Un agujero negro impulsado también puede llevar consigo un cúmulo estelar, formando un sistema estelar hipercompacto . ^{[ 90 ]} O puede llevar gas, lo que permite que el agujero negro en retroceso aparezca temporalmente como un " cuásar desnudo ". Se cree que el cuásar SDSS J092712.65+294344.0 contiene un agujero negro supermasivo en retroceso. ^{[ 91 ]}

Desplazamiento al rojo

Al igual que las ondas electromagnéticas , las ondas gravitacionales deberían exhibir un desplazamiento de longitud de onda y frecuencia debido a las velocidades relativas de la fuente y el observador (el efecto Doppler ), pero también debido a distorsiones del espacio-tiempo , como la expansión cósmica . ^{[ 23 ]}^{[ 92 ]} El desplazamiento al rojo de las ondas gravitacionales es diferente del desplazamiento al rojo debido a la gravedad ( desplazamiento al rojo gravitacional ).

Gravedad cuántica, aspectos onda-partícula y gravitón

En el marco de la teoría cuántica de campos , el gravitón es el nombre que se le da a una partícula elemental hipotética que se cree que es la portadora de la fuerza que media la gravedad . Sin embargo, la existencia del gravitón aún no está demostrada, y todavía no existe ningún modelo científico que concilie satisfactoriamente la relatividad general , que describe la gravedad, y el Modelo Estándar , que describe todas las demás fuerzas fundamentales . Se han realizado intentos, como la gravedad cuántica , pero aún no han sido aceptados.

Si existe tal partícula, se espera que sea sin masa (porque la fuerza gravitatoria parece tener un alcance ilimitado) y debe ser un bosón de espín -2 . Se puede demostrar que cualquier campo de espín 2 sin masa daría lugar a una fuerza indistinguible de la gravitatoria, porque un campo de espín 2 sin masa debe acoplarse (interactuar) con el tensor de energía-impulso de la misma manera que lo hace el campo gravitatorio; por lo tanto, si alguna vez se descubriera una partícula de espín 2 sin masa, probablemente sería el gravitón sin más distinción de otras partículas de espín 2 sin masa. ^[^a^] Tal descubrimiento uniría la teoría cuántica con la gravedad. ^[⁹⁴^]

Importancia para el estudio del universo primitivo

Debido a la debilidad del acoplamiento entre la gravedad y la materia, las ondas gravitacionales experimentan muy poca absorción o dispersión, incluso al viajar a través de distancias astronómicas. En particular, se espera que las ondas gravitacionales no se vean afectadas por la opacidad del universo primitivo. En estas fases iniciales, el espacio aún no se había vuelto "transparente", por lo que las observaciones basadas en luz, ondas de radio y otra radiación electromagnética tan lejanas en el tiempo son limitadas o inexistentes. Por lo tanto, en principio, se espera que las ondas gravitacionales tengan el potencial de proporcionar una gran cantidad de datos observacionales sobre el universo primitivo. ^{[ 95 ]}

Determinar la dirección del viaje

La dificultad para detectar directamente las ondas gravitacionales implica que un solo detector también puede determinar con dificultad la dirección de la fuente. Por ello, se utilizan múltiples detectores, tanto para diferenciar las señales del ruido, confirmando que no son de origen terrestre, como para determinar la dirección mediante triangulación . Esta técnica se basa en el hecho de que las ondas viajan a la velocidad de la luz y llegan a los distintos detectores en diferentes momentos, según su dirección de origen. Si bien las diferencias en el tiempo de llegada pueden ser de tan solo unos milisegundos , esto es suficiente para identificar la dirección del origen de la onda con considerable precisión.

Por ejemplo, en el caso de GW170814 , la triangulación de los tres instrumentos estimó la posición de la fuente dentro de una región de credibilidad del 90 % de tan solo 60 grados ^cuadrados , un récord de precisión para la época. ^{[ 96 ]} La localización en el cielo de eventos de ondas gravitacionales continúa mejorando a partir de mayo de 2026., por ejemplo, con GW240615 localizado a 6 grados ^2.^{[ 97 ]}

Astronomía de ondas gravitacionales

Representación bidimensional de las ondas gravitacionales generadas por dos estrellas de neutrones que orbitan una alrededor de la otra.

Durante el último siglo, la astronomía se ha revolucionado gracias al uso de nuevos métodos para observar el universo. Inicialmente, las observaciones astronómicas se realizaban con luz visible . Galileo Galilei fue pionero en el uso de telescopios para mejorar estas observaciones. Sin embargo, la luz visible es solo una pequeña parte del espectro electromagnético , y no todos los objetos del universo distante brillan intensamente en esta banda. Se puede encontrar más información, por ejemplo, en las longitudes de onda de radio. Mediante radiotelescopios , los astrónomos han descubierto púlsares y cuásares , entre otros. Las observaciones en la banda de microondas permitieron detectar débiles huellas del Big Bang , un descubrimiento que Stephen Hawking calificó como "el mayor descubrimiento del siglo, si no de todos los tiempos". Avances similares en las observaciones con rayos gamma , rayos X , luz ultravioleta y luz infrarroja también han aportado nuevos conocimientos a la astronomía. A medida que se ha ido explorando cada una de estas regiones del espectro, se han realizado nuevos descubrimientos que de otro modo no habrían sido posibles. La comunidad astronómica espera que ocurra lo mismo con las ondas gravitacionales. ^{[ 98 ]}^{[ 99 ]}

Las ondas gravitacionales poseen dos propiedades importantes y únicas. En primer lugar, no se requiere la presencia de ningún tipo de materia en las proximidades para que las ondas sean generadas por un sistema binario de agujeros negros sin carga, que no emitirían radiación electromagnética. En segundo lugar, las ondas gravitacionales pueden atravesar cualquier materia intermedia sin dispersarse significativamente. Mientras que la luz de estrellas distantes puede ser bloqueada por el polvo interestelar , por ejemplo, las ondas gravitacionales lo atraviesan prácticamente sin impedimentos. Estas dos características permiten que las ondas gravitacionales transporten información sobre fenómenos astronómicos hasta ahora nunca observados por el ser humano. ^{[ 95 ]}

Las fuentes de ondas gravitacionales descritas anteriormente se encuentran en el extremo de baja frecuencia del espectro de ondas gravitacionales (10⁻⁷ ^a 10⁵ ^Hz ). Una fuente astrofísica en el extremo de alta frecuencia del espectro de ondas gravitacionales (por encima de 10⁵ ^Hz y probablemente ^10¹⁰ Hz) genera ondas gravitacionales reliquia que se teoriza que son débiles huellas del Big Bang, como el fondo cósmico de microondas. ^{[ 100 ]} A estas altas frecuencias, es potencialmente posible que las fuentes sean "artificiales" ^{[ 26 ],} es decir, ondas gravitacionales generadas y detectadas en el laboratorio. ^{[ 101 ]}^{[ 102 ]}

Se postula que un agujero negro supermasivo , creado a partir de la fusión de los agujeros negros en el centro de dos galaxias en fusión detectadas por el Telescopio Espacial Hubble , fue expulsado del centro de fusión por ondas gravitacionales. ^{[ 103 ]}^{[ 104 ]}

Detección

Ahora se han refutado las supuestas evidencias que mostraban ondas gravitacionales en el universo primitivo, halladas por el radiotelescopio BICEP2 . Aquí se muestra el examen microscópico del plano focal del detector BICEP2. ^[³¹^]^[³²^] Sin embargo, en enero de 2015, se confirmó que los hallazgos de BICEP2 eran el resultado del polvo cósmico . ^[¹⁰⁵^]

Detección indirecta

Aunque las ondas del sistema Tierra-Sol son minúsculas, los astrónomos pueden señalar otras fuentes para las cuales la radiación debería ser sustancial. Un ejemplo importante es el sistema binario Hulse-Taylor : un par de estrellas, una de las cuales es un púlsar . ^[¹⁰⁶^] Las características de su órbita se pueden deducir del desplazamiento Doppler de las señales de radio emitidas por el púlsar. Cada una de las estrellas tiene aproximadamente 1,4 M _☉ y el tamaño de sus órbitas es aproximadamente 1/75 de la órbita Tierra-Sol , solo unas pocas veces mayor que el diámetro de nuestro propio Sol. La combinación de masas mayores y separación menor significa que la energía emitida por el sistema binario Hulse-Taylor será mucho mayor que la energía emitida por el sistema Tierra-Sol , aproximadamente 10 ²² veces mayor.

La información sobre la órbita se puede utilizar para predecir cuánta energía (y momento angular) se irradiaría en forma de ondas gravitacionales. A medida que el sistema binario pierde energía, las estrellas se acercan gradualmente entre sí y el período orbital disminuye. La trayectoria resultante de cada estrella es una espiral decreciente. La relatividad general describe con precisión estas trayectorias; en particular, la energía irradiada en ondas gravitacionales determina la tasa de disminución del período, definido como el intervalo de tiempo entre periastros sucesivos (puntos de máxima aproximación de las dos estrellas). Para el púlsar de Hulse-Taylor, el cambio actual previsto en el radio es de aproximadamente 3 mm por órbita, y el cambio en el período de 7,75 h es de aproximadamente 2 segundos por año. Tras una observación preliminar que mostraba una pérdida de energía orbital consistente con las ondas gravitacionales, ^{[ 44 ]} observaciones de sincronización cuidadosas realizadas por Taylor y Joel Weisberg confirmaron drásticamente la disminución prevista del período con una precisión del 10 %. ^{[ 44 ]} Con las estadísticas mejoradas de más de 30 años de datos de cronometraje desde el descubrimiento del púlsar, el cambio observado en el período orbital coincide actualmente con la predicción de la radiación gravitacional asumida por la relatividad general dentro del 0,2 por ciento. ^{[ 107 ]} En 1993, impulsado en parte por esta detección indirecta de ondas gravitacionales, el Comité Nobel otorgó el Premio Nobel de Física a Hulse y Taylor por "el descubrimiento de un nuevo tipo de púlsar, un descubrimiento que ha abierto nuevas posibilidades para el estudio de la gravitación". ^{[ 108 ]} La vida útil de este sistema binario, desde el presente hasta la fusión, se estima en unos pocos cientos de millones de años. ^{[ 109 ]}

Las espirales de atracción son fuentes muy importantes de ondas gravitacionales. Siempre que dos objetos compactos (enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros ) orbitan cerca, emiten intensas ondas gravitacionales. A medida que se acercan en espiral, estas ondas se vuelven más intensas. En algún momento, deberían alcanzar tal intensidad que sea posible su detección directa mediante su efecto sobre objetos en la Tierra o en el espacio. Esta detección directa es el objetivo de varios experimentos a gran escala. ^{[ 110 ]}

La única dificultad radica en que la mayoría de los sistemas como el binario Hulse-Taylor se encuentran muy lejos. La amplitud de las ondas emitidas por el binario Hulse-Taylor en la Tierra sería aproximadamente h ≈ ^10⁻²⁶ . Sin embargo, existen algunas fuentes que los astrofísicos esperan encontrar que producen amplitudes mucho mayores, de h ≈ ^10⁻²⁰ . Se han descubierto al menos otros ocho púlsares binarios. ^{[ 111 ]}

Dificultades

Las ondas gravitacionales no son fáciles de detectar. Cuando llegan a la Tierra, tienen una pequeña amplitud con una deformación de aproximadamente 10⁻²¹ ^, lo que significa que se necesita un detector extremadamente sensible y que otras fuentes de ruido pueden enmascarar la señal. ^{[ 112 ]} Se espera que las ondas gravitacionales tengan frecuencias de 10⁻¹⁶ ^Hz < f < 10⁴ ^Hz . ^{[ 113 ]}

Detectores terrestres

Aunque las observaciones de Hulse-Taylor fueron muy importantes, solo proporcionan evidencia indirecta de ondas gravitacionales. Una observación más concluyente sería una medición directa del efecto de una onda gravitacional que pasa cerca de la Tierra, lo que también podría brindar más información sobre el sistema que la generó. Cualquier detección directa de este tipo se complica por el efecto extraordinariamente pequeño que las ondas producirían en un detector. La amplitud de una onda esférica disminuye como el inverso de la distancia a la fuente (el término 1/ R en las fórmulas para h anteriores). Por lo tanto, incluso las ondas de sistemas extremos como la fusión de agujeros negros binarios se atenúan hasta alcanzar amplitudes muy pequeñas cuando llegan a la Tierra. Los astrofísicos esperan que algunas ondas gravitacionales que pasan cerca de la Tierra puedan tener una amplitud de hasta h ≈ ^10⁻²⁰ , pero generalmente no mayor. ^{[ 114 ]}

Antenas resonantes

Un dispositivo sencillo, cuya teoría apunta a detectar el movimiento ondulatorio esperado, se denomina barra de Weber : una barra metálica grande y sólida, aislada de vibraciones externas. Este tipo de instrumento fue el primer detector de ondas gravitacionales. Las tensiones en el espacio debidas a una onda gravitacional incidente excitan la frecuencia resonante de la barra y, por lo tanto, podrían amplificarse hasta niveles detectables. Es posible que una supernova cercana sea lo suficientemente potente como para ser observada sin amplificación resonante. Con este instrumento, Joseph Weber afirmó haber detectado señales diarias de ondas gravitacionales. Sin embargo, sus resultados fueron cuestionados en 1974 por los físicos Richard Garwin y David Douglass . Las versiones modernas de la barra de Weber siguen en funcionamiento, enfriadas criogénicamente , con dispositivos de interferencia cuántica superconductores para detectar vibraciones. Las barras de Weber no son lo suficientemente sensibles como para detectar nada más que ondas gravitacionales extremadamente potentes. ^[¹¹⁵^]

MiniGRAIL es una antena esférica de ondas gravitacionales que utiliza este principio. Tiene su sede en la Universidad de Leiden y consiste en una esfera de 1150 kg mecanizada con precisión y enfriada criogénicamente a 20 milikelvins. ^{[ 116 ]} La configuración esférica permite una sensibilidad uniforme en todas las direcciones y es experimentalmente más sencilla que los dispositivos lineales más grandes que requieren alto vacío. Los eventos se detectan midiendo la deformación de la esfera detectora . MiniGRAIL es altamente sensible en el rango de 2 a 4 kHz, lo que la hace adecuada para detectar ondas gravitacionales provenientes de inestabilidades de estrellas de neutrones en rotación o fusiones de agujeros negros pequeños. ^{[ 117 ]}

Actualmente existen dos detectores enfocados en el extremo superior del espectro de ondas gravitacionales (10 ⁻⁷ a 10 ⁵ Hz): uno en la Universidad de Birmingham , Inglaterra, ^{[ 118 ]} y el otro en el INFN de Génova, Italia. Un tercero está en desarrollo en la Universidad de Chongqing , China. El detector de Birmingham mide cambios en el estado de polarización de un haz de microondas que circula en un bucle cerrado de aproximadamente un metro de diámetro. Se espera que ambos detectores sean sensibles a las deformaciones periódicas del espacio-tiempo de h ~2 × 10 ⁻¹³ / √ Hz , dado como una densidad espectral de amplitud . El detector INFN Génova es una antena resonante que consta de dos osciladores armónicos superconductores esféricos acoplados de unos pocos centímetros de diámetro. Los osciladores están diseñados para tener (cuando están desacoplados) frecuencias de resonancia casi iguales. Actualmente se espera que el sistema tenga una sensibilidad a las deformaciones periódicas del espaciotiempo de h ~2 × 10 ⁻¹⁷ / √ Hz , con la expectativa de alcanzar una sensibilidad de h ~2 × 10 ⁻²⁰ / √ Hz . El detector de la Universidad de Chongqing está diseñado para detectar ondas gravitacionales reliquia de alta frecuencia con los parámetros típicos predichos ≈10 ¹¹ Hz (100 GHz) y h ≈10 ⁻³⁰ a 10 ⁻³² . ^{[ 119 ]}

Interferómetros

Un tipo de detector más sensible utiliza un interferómetro láser de Michelson para medir el movimiento inducido por ondas gravitacionales entre masas «libres» separadas. ^{[ 120 ]} Esto permite separar las masas a grandes distancias (lo que aumenta la amplitud de la señal); otra ventaja es su sensibilidad a un amplio rango de frecuencias (no solo a las cercanas a una resonancia, como ocurre con las barras de Weber). Tras años de desarrollo, los interferómetros terrestres detectaron por primera vez ondas gravitacionales en 2015.

Actualmente, el más sensible es LIGO ( Observatorio de Ondas Gravitacionales por Interferometría Láser). LIGO cuenta con tres detectores: uno en Livingston, Luisiana ; otro en el sitio de Hanford , en Richland, Washington; y un tercero (anteriormente instalado como segundo detector en Hanford) que se planea trasladar a la India . Cada observatorio tiene dos brazos de almacenamiento de luz de 4 kilómetros de longitud. Estos brazos forman un ángulo de 90 grados entre sí, y la luz pasa a través de tubos de vacío de 1 metro de diámetro que recorren los 4 kilómetros. Una onda gravitacional que pasa estira ligeramente un brazo mientras acorta el otro. Este es el movimiento al que un interferómetro es más sensible.

Incluso con brazos tan largos, las ondas gravitacionales más fuertes solo cambiarán la distancia entre los extremos de los brazos en un máximo de aproximadamente 10 ⁻¹⁸ m. LIGO debería ser capaz de detectar ondas gravitacionales tan pequeñas como h ~5 × 10 ⁻²² . Las mejoras en LIGO y Virgo deberían aumentar aún más la sensibilidad. Otro interferómetro de alta sensibilidad, KAGRA , ubicado en el Observatorio Kamioka en Japón, está en funcionamiento desde febrero de 2020. Un punto clave es que un aumento de diez veces en la sensibilidad (radio de alcance) incrementa el volumen de espacio accesible al instrumento en mil veces. Esto aumenta la tasa de detección de señales de una por cada decenas de años de observación a decenas por año. ^{[ 121 ]}

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

Einstein@Home

Las ondas gravitacionales más simples son aquellas de frecuencia constante. Las ondas emitidas por una estrella de neutrones giratoria y no axisimétrica serían aproximadamente monocromáticas : un tono puro en acústica . A diferencia de las señales de supernovas o agujeros negros binarios, estas señales varían poco en amplitud o frecuencia durante el período en que serían observadas por detectores terrestres. Sin embargo, se produciría algún cambio en la señal medida debido al efecto Doppler causado por el movimiento de la Tierra. A pesar de la simplicidad de las señales, su detección es extremadamente costosa desde el punto de vista computacional, debido a los largos intervalos de datos que deben analizarse.

El proyecto Einstein@Home es un proyecto de computación distribuida similar a SETI@Home, cuyo objetivo es detectar este tipo de ondas gravitacionales. Al tomar datos de LIGO y GEO y enviarlos en pequeños fragmentos a miles de voluntarios para su análisis paralelo en sus computadoras personales, Einstein@Home puede examinar los datos mucho más rápidamente de lo que sería posible de otro modo. ^{[ 122 ]}

Interferómetros espaciales

También se están desarrollando interferómetros espaciales, como LISA y DECIGO . El diseño de LISA contempla tres masas de prueba que forman un triángulo equilátero, con láseres que se conectan entre sí, formando dos interferómetros independientes. Se prevé que LISA ocupe una órbita solar que sigue a la Tierra, con cada brazo del triángulo de 2,5 millones de kilómetros. ^{[ 123 ]} Esto sitúa al detector en un excelente vacío, lejos de las fuentes de ruido terrestres, aunque seguirá siendo susceptible al calor, al ruido de disparo y a los artefactos causados por los rayos cósmicos y el viento solar .

Utilizando conjuntos de cronometraje de púlsares

Los púlsares son estrellas de neutrones altamente magnetizadas que giran rápidamente. Un púlsar emite haces de ondas de radio que, como los haces de un faro, recorren el cielo a medida que gira. La señal de un púlsar puede detectarse mediante radiotelescopios como una serie de pulsos espaciados regularmente, esencialmente como los tictacs de un reloj. Las ondas gravitacionales afectan el tiempo que tardan los pulsos en viajar desde el púlsar hasta un telescopio en la Tierra. Un conjunto de sensores de cronometraje de púlsares utiliza púlsares de milisegundos para buscar perturbaciones debidas a las ondas gravitacionales en las mediciones del tiempo de llegada de los pulsos a un telescopio; en otras palabras, para buscar desviaciones en los tictacs del reloj. Para detectar ondas gravitacionales, los conjuntos de sensores de cronometraje de púlsares buscan un patrón cuadrupolar distintivo de correlación y anticorrelación entre el tiempo de llegada de los pulsos de diferentes pares de púlsares en función de su separación angular en el cielo. ^{[ 126 ]} Aunque los pulsos de los púlsares viajan por el espacio durante cientos o miles de años para llegar hasta nosotros, las redes de cronometraje de púlsares son sensibles a perturbaciones en su tiempo de viaje de mucho menos de una millonésima de segundo.

La fuente más probable de ondas gravitacionales a las que son sensibles las redes de cronometraje de púlsares son los sistemas binarios de agujeros negros supermasivos, que se forman a partir de la colisión de galaxias. ^{[ 127 ]} Además de los sistemas binarios individuales, las redes de cronometraje de púlsares son sensibles a un fondo estocástico de ondas gravitacionales formado por la suma de ondas gravitacionales de muchas fusiones de galaxias. Otras posibles fuentes de señal incluyen cuerdas cósmicas y el fondo primordial de ondas gravitacionales de la inflación cósmica .

A nivel mundial, existen siete proyectos activos de redes de cronometraje de púlsares. El Observatorio Norteamericano de Nanohertz para Ondas Gravitacionales (NANOGrav) utiliza datos recopilados por el Radiotelescopio de Arecibo , el Telescopio Green Bank , el Very Large Array y el Experimento Canadiense de Mapeo de Intensidad de Hidrógeno . La Red Australiana de Cronometraje de Púlsares de Parkes (PPTA) utiliza datos del radiotelescopio de Parkes . La Red Europea de Cronometraje de Púlsares (EPTA) utiliza datos de los cuatro telescopios más grandes de Europa: el Telescopio Lovell , el Radiotelescopio de Síntesis de Westerbork , el Telescopio Effelsberg y el Radiotelescopio Nancay . La Red India de Cronometraje de Púlsares (InPTA) utiliza datos del Radiotelescopio Gigante de Ondas Métricas , y la Red de Cronometraje de Púlsares MeerKAT (MPTA) utiliza datos del radiotelescopio MeerKAT . Junto con el grupo African Pulsar Timing (APT), estas colaboraciones también trabajan bajo el nombre del proyecto International Pulsar Timing Array . ^{[ 128 ]} Además, el conjunto chino de cronometraje de púlsares (CPTA) utiliza datos del telescopio esférico de apertura de quinientos metros .

Onda gravitacional primordial

Las ondas gravitacionales primordiales son ondas gravitacionales observadas en el fondo cósmico de microondas . Supuestamente fueron detectadas por el instrumento BICEP2 , un anuncio realizado el 17 de marzo de 2014, que fue retirado el 30 de enero de 2015 ("la señal puede atribuirse completamente al polvo en la Vía Láctea" ^{[ 105 ]} ).

Observaciones de LIGO y Virgo

El 11 de febrero de 2016, la colaboración LIGO anunció la primera observación de ondas gravitacionales , a partir de una señal detectada a las 09:50:45 GMT del 14 de septiembre de 2015 ^{[ 49 ]} de dos agujeros negros con masas de 29 y 36 masas solares fusionándose a unos 1.300 millones de años luz de distancia. Durante la última fracción de segundo de la fusión, liberó más de 50 veces la potencia de todas las estrellas del universo observable combinadas. ^{[ 129 ]} La señal aumentó en frecuencia de 35 a 250 Hz durante 10 ciclos (5 órbitas) mientras aumentaba en intensidad durante un período de 0,2 segundos. ^{[ 50 ]} La masa del nuevo agujero negro fusionado era de 62 masas solares. Se emitió energía equivalente a tres masas solares como ondas gravitacionales. ^{[ 54 ]} La señal fue detectada por ambos detectores LIGO en Livingston y Hanford, con una diferencia de tiempo de 7 milisegundos debido al ángulo entre los dos detectores y la fuente. La señal provino del hemisferio celeste austral , en la dirección aproximada de (pero mucho más lejos que) las Nubes de Magallanes . ^{[ 52 ]} Las ondas gravitacionales se observaron en la región más de 5 sigma ^{[ 50 ]} (es decir, 99,99997% de probabilidades de mostrar/obtener el mismo resultado), la probabilidad de encontrar suficiente para haber sido evaluado/considerado como evidencia/prueba en un experimento de física estadística . ^{[ 130 ]}

Desde entonces, LIGO y Virgo han informado de más observaciones de ondas gravitacionales procedentes de sistemas binarios de agujeros negros en fusión.

El 16 de octubre de 2017, las colaboraciones LIGO y Virgo anunciaron la primera detección de ondas gravitacionales originadas por la coalescencia de un sistema binario de estrellas de neutrones. La observación del transitorio GW170817 , ocurrido el 17 de agosto de 2017, permitió acotar las masas de las estrellas de neutrones involucradas entre 0,86 y 2,26 masas solares. Un análisis posterior permitió restringir aún más los valores de masa al intervalo de 1,17 a 1,60 masas solares, con una masa total del sistema medida de entre 2,73 y 2,78 masas solares. La inclusión del detector Virgo en el esfuerzo de observación permitió mejorar la localización de la fuente en un factor de 10. Esto, a su vez, facilitó el seguimiento electromagnético del evento. La señal duró aproximadamente 100 segundos, mucho más que los pocos segundos medidos en agujeros negros binarios. ^{[ 131 ]} También en contraste con el caso de fusiones de agujeros negros binarios, se esperaba que las fusiones de estrellas de neutrones binarias produjeran una contraparte electromagnética, es decir, una señal de luz asociada con el evento. El Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi detectó un estallido de rayos gamma ( GRB 170817A ) , que ocurrió 1,7 segundos después del transitorio de ondas gravitacionales. La señal, originada cerca de la galaxia NGC 4993 , se asoció con la fusión de estrellas de neutrones. Esto fue corroborado por el seguimiento electromagnético del evento ( AT 2017gfo ), que involucró a 70 telescopios y observatorios y produjo observaciones en una gran región del espectro electromagnético que confirmaron aún más la naturaleza de estrella de neutrones de los objetos fusionados y la kilonova asociada . ^[¹³²^]^[¹³³^]

En 2021, la detección de los dos primeros sistemas binarios de estrella de neutrones y agujero negro por los detectores LIGO y VIRGO se publicó en Astrophysical Journal Letters, lo que permitió establecer los primeros límites a la cantidad de dichos sistemas. Hasta la observación gravitacional, nunca se había observado un sistema binario de estrella de neutrones y agujero negro utilizando métodos convencionales. ^{[ 10 ]}

fuentes microscópicas

En 1964, L. Halpern y B. Laurent demostraron teóricamente que las transiciones electrónicas de espín 2 gravitacionales son posibles en los átomos. En comparación con las transiciones eléctricas y magnéticas, la probabilidad de emisión es extremadamente baja. Se discutió la emisión estimulada para aumentar la eficiencia del proceso. Debido a la falta de espejos o resonadores para ondas gravitacionales, determinaron que un GASER de paso único (un tipo de láser que emite ondas gravitacionales) es prácticamente inviable. ^{[ 134 ]}

En 1998, Giorgio Fontana propuso la posibilidad de una implementación diferente del análisis teórico anterior. La coherencia requerida para un GASER práctico podría obtenerse mediante pares de Cooper en superconductores caracterizados por una función de onda colectiva macroscópica. Los superconductores de alta temperatura de cuprato se caracterizan por la presencia de pares de Cooper de onda s y onda d ^{[ 135 ]} . Las transiciones entre onda s y onda d son de espín gravitacional 2. Se pueden inducir condiciones fuera del equilibrio inyectando pares de Cooper de onda s desde un superconductor de baja temperatura, por ejemplo plomo o niobio , que es de onda s pura, mediante una unión Josephson con alta corriente crítica. El mecanismo de amplificación puede describirse como el efecto de superradiancia , y 10 centímetros cúbicos de superconductor de alta temperatura de cuprato parecen suficientes para que el mecanismo funcione correctamente. Una descripción detallada del enfoque se puede encontrar en "Superconductores de alta temperatura como fuentes cuánticas de ondas gravitacionales: el HTSC GASER". Capítulo 3 de este libro. ^{[ 136 ]}

En la ficción

Un episodio de la novela rusa de ciencia ficción de 1962, El aprendiz del espacio, de Arkady y Boris Strugatsky, muestra un experimento que monitorea la propagación de ondas gravitacionales a costa de aniquilar un fragmento del asteroide 15 Eunomia del tamaño del Monte Everest . ^{[ 137 ]}

En la novela Fiasco de Stanislaw Lem , publicada en 1986, se utiliza un "cañón de gravedad" o "gracer" (amplificación de la gravedad mediante emisión colimada de resonancia) para remodelar un colapso solar, de modo que los protagonistas puedan explotar los efectos relativistas extremos y realizar un viaje interestelar.

En la novela Diaspora de Greg Egan , publicada en 1997 , el análisis de una señal de ondas gravitacionales proveniente de la espiral de una estrella de neutrones binaria cercana revela que su colisión y fusión son inminentes, lo que a su vez revela que una gran explosión de rayos gamma impactará la Tierra.

En la serie "Recuerdos del pasado de la Tierra" de Liu Cixin , publicada en 2006 , las ondas gravitacionales se utilizan como una señal de transmisión interestelar, lo que constituye un punto central de la trama en el conflicto entre civilizaciones dentro de la galaxia.

En el webcómic 3261 de xkcd , de Randall Munroe, publicado en junio de 2026, se explora un peculiar e inexistente efecto secundario de las ondas gravitacionales.

Véase también

Antigravedad
Gravedad artificial
Campo gravitatorio
Gravitomagnetismo
Su Majestad Cancri
LIGO , interferómetro Virgo , GEO600 , KAGRA y TAMA 300 : detectores terrestres de ondas gravitacionales.
Gravedad linealizada
Métrica de Peres
espaciotiempo de onda pp , para una clase importante de soluciones exactas que modelan la radiación gravitacional
Inversión de espín , una consecuencia de la emisión de ondas gravitacionales de agujeros negros supermasivos binarios.
El argumento de las perlas pegajosas , para una forma física de ver que la radiación gravitacional debería transportar energía.
Fuerza de marea

Notas

↑ Para una comparación de la derivación geométrica y la derivación del campo de espín 2 (no geométrica) de la relatividad general, consulte el recuadro 18.1 (y también el 17.2.5) de^{[ 93 ].}

Referencias

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^ Einstein, Albert ( 1918 ) . "Super Gravitationswellen" . Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften Berlín . parte 1: 154– 67. Bibcode : 1918SPAW.......154E . Archivado desde el original el 15 de enero de 2016.
↑ Thorne, Kip S. (1994). Agujeros negros y distorsiones temporales: El legado escandaloso de Einstein . Programa de Libros del Commonwealth Fund. Nueva York: WW Norton. ISBN 978-0-393-03505-6.
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