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Articulo de referencia

Interferómetro Virgo

Coordenadas : 43°37′53″N 10°30′16″E / 43.6313°N 10.5045°E / 43.6313; 10.5045 El interferómetro Virgo es un instrumento científico a gran escala ubicado cerca de Pisa , Italia, p...

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Coordenadas : 43°37′53″N 10°30′16″E / 43.6313°N 10.5045°E / 43.6313; 10.5045

El interferómetro Virgo es un instrumento científico a gran escala ubicado cerca de Pisa , Italia, para la detección de ondas gravitacionales . El detector es un interferómetro de Michelson , capaz de detectar las minúsculas variaciones de longitud en sus dos brazos de 3 km (1,9 millas) inducidas por el paso de ondas gravitacionales. La precisión requerida se logra mediante numerosos sistemas para aislarlo del mundo exterior, incluyendo el mantenimiento de sus espejos e instrumentación en un vacío ultraalto y su suspensión mediante complejos sistemas de péndulos .  

Entre sus observaciones periódicas, el detector se actualiza para aumentar su sensibilidad. Las observaciones se realizan en colaboración con otros detectores similares, incluidos los dos Observatorios de Ondas Gravitacionales por Interferometría Láser ( LIGO ) en Estados Unidos y el Detector de Ondas Gravitacionales Kamioka ( KAGRA ) de Japón, ya que la cooperación entre varios detectores es crucial para detectar ondas gravitacionales y determinar su origen.

Virgo fue concebido y construido cuando las ondas gravitacionales eran solo una predicción de la relatividad general . El proyecto, que recibió su nombre del cúmulo de galaxias de Virgo , [ 1 ] fue aprobado en 1992 y su construcción se completó en 2003. Tras varios años sin detección, Virgo se desactivó en 2011 para las mejoras de "Virgo Avanzado". En 2015, los dos detectores LIGO realizaron la primera observación de ondas gravitacionales , mientras Virgo aún se encontraba en proceso de actualización. Virgo reanudó las observaciones a principios de agosto de 2017, realizando su primera detección el 14 de agosto (junto con los detectores LIGO); a esta le siguió rápidamente la detección de la onda gravitacional GW170817 , la única observada también con métodos clásicos ( telescopios ópticos , de rayos gamma , de rayos X y de radio ) hasta 2024..[ 2 ]

Virgo está alojado en el Observatorio Gravitacional Europeo (EGO), un consorcio fundado por el Centro Nacional de Investigación Científica (CNRS) de Francia y el Instituto Nacional de Física Nuclear (INFN) de Italia. [ 3 ] La Colaboración Virgo, que reúne a 940 miembros en 20 países, [ 4 ] opera el detector y define la estrategia y la política para su uso y actualizaciones. Las colaboraciones LIGO y Virgo han compartido sus datos desde 2007, y con KAGRA desde 2019, formando la colaboración LIGO-Virgo-KAGRA (LVK). [ 5 ]

  País europeo con instituciones que contribuyen a EGO y a la Colaboración Virgo.
  País europeo con instituciones que contribuyen a la Colaboración Virgo.

Organización

El interferómetro Virgo es gestionado por el consorcio Observatorio Gravitacional Europeo (EGO), creado en diciembre de 2000 por el Centro Nacional Francés de Investigación Científica (CNRS) y el Instituto Nacional de Física Nuclear (INFN). [ 6 ] Nikhef , el Instituto Neerlandés de Física Nuclear y de Altas Energías, se unió posteriormente como observador y finalmente se convirtió en miembro de pleno derecho en 2021. [ 7 ] Instituciones de Polonia, España y Bélgica se unieron a EGO como observadores en 2023, [ 8 ] y el FWO belga y el FNRS se unieron como miembros de pleno derecho en 2025. [ 9 ] EGO es responsable del emplazamiento de Virgo y garantiza la puesta en marcha, el mantenimiento, el funcionamiento y las actualizaciones del detector. Por metonimia , el propio emplazamiento a veces se denomina EGO, ya que el consorcio tiene allí su sede. Uno de los objetivos de EGO es promover la investigación sobre la gravedad en Europa. [ 3 ] Entre 2018 y 2024, el presupuesto de EGO fluctúa entre 9 y 11,5  millones de euros al año, empleando a unas 60 personas. [ 10 ]

La Colaboración Virgo está formada por todos los investigadores que trabajan en diversos aspectos del detector. Aproximadamente 940 miembros, que representan a 165 instituciones en 20 países, formaban parte de la Colaboración en diciembre de 2024. .[ 11 ] [ 12 ] Esto incluye instituciones en Francia, Italia, Países Bajos, Polonia, España, Bélgica, Alemania, Hungría, Portugal, Grecia, República Checa, Dinamarca, Irlanda, Mónaco, Suiza, Brasil, Burkina Faso, China, Israel, Japón y Corea del Sur. [ 12 ]

La Colaboración Virgo forma parte de la Colaboración LIGO-Virgo-KAGRA (LVK), que reúne a científicos de otros importantes experimentos de ondas gravitacionales para analizar conjuntamente los datos; esto es crucial para la detección de ondas gravitacionales. [ 13 ] [ 14 ] LVK comenzó en 2007 [ 5 ] como la Colaboración LIGO-Virgo, y se amplió cuando KAGRA se unió en 2019. [ 15 ] [ 16 ]

Caso científico

Una imagen en color
Simulación por ordenador de las ondas gravitacionales emitidas por la desintegración orbital y la fusión de dos agujeros negros.
Representación visual de una señal que aumenta de frecuencia
Típico "chirrido" de una señal de onda gravitacional del evento GW170817 . El eje x representa el tiempo y el eje y la frecuencia. El aumento de frecuencia con el tiempo es típico de las ondas gravitacionales provenientes de objetos compactos binarios , y su forma está determinada principalmente por la masa de los objetos. [ 17 ]

Virgo está diseñado para buscar ondas gravitacionales emitidas por fuentes astrofísicas en todo el universo que se pueden clasificar en tres tipos: [ 18 ]

  • Las fuentes transitorias son objetos detectables solo durante un breve período. Las principales fuentes de esta categoría son las coalescencias binarias compactas (CBC) de agujeros negros binarios (o estrellas de neutrones ) que se fusionan, emitiendo una señal de rápido crecimiento que solo se detecta en los últimos segundos antes de la fusión. Otras posibles fuentes de ondas gravitacionales de corta duración son las supernovas , las inestabilidades en objetos astrofísicos compactos o fuentes exóticas como las cuerdas cósmicas .
  • Fuentes continuas que emiten una señal observable en una escala de tiempo prolongada. Los principales candidatos son las estrellas de neutrones de rápida rotación ( púlsares ), que pueden emitir ondas gravitacionales si no son perfectamente esféricas (por ejemplo, si presentan pequeñas "montañas" en su superficie).
  • Los fondos estocásticos son un tipo de señal generalmente continua que se difunde por grandes regiones del cielo en lugar de provenir de una sola fuente. Podrían consistir en un gran número de fuentes indistinguibles de las categorías anteriores, o bien originarse en los primeros instantes del universo.

La detección de ondas gravitacionales provenientes de estas fuentes es una nueva forma de observarlas (a menudo con información diferente a la de los métodos clásicos como los telescopios) y de investigar propiedades fundamentales de la gravedad, como la polarización de las ondas gravitacionales, [ 19 ] el posible efecto de lente gravitacional , [ 20 ] o determinar si las señales observadas se describen correctamente mediante la relatividad general. [ 21 ] También proporciona una forma de medir la constante de Hubble . [ 22 ]

Historia

El proyecto Virgo fue aprobado en 1992 por el CNRS francés y al año siguiente por el INFN italiano. La construcción del detector comenzó en 1996 en Santo Stefano a Macerata in Cascina , [ 23 ] cerca de Pisa , Italia, y se completó en 2003. Tras varias series de observaciones en las que no se detectaron ondas gravitacionales, el interferómetro se apagó en 2011 para su modernización como parte del proyecto Advanced Virgo. Reanudó las observaciones en 2017 y realizó sus dos primeras detecciones poco después, junto con los detectores LIGO. [ 24 ]

Concepción

Aunque el concepto de ondas gravitacionales fue presentado por Albert Einstein en 1916, [ 25 ] los proyectos serios para detectarlas no comenzaron hasta finales de la década de 1960. [ 26 ] Los primeros fueron las barras de Weber , inventadas por Joseph Weber ; [ 27 ] aunque en teoría podían detectar ondas gravitacionales, ninguno de los experimentos tuvo éxito. Sin embargo, impulsaron la creación de grupos de investigación dedicados a las ondas gravitacionales. [ 28 ]

La idea de un gran detector interferométrico comenzó a ganar credibilidad a principios de la década de 1980, y el proyecto Virgo fue conceptualizado por el investigador italiano Adalberto Giazotto y el investigador francés Alain Brillet en 1985 después de que se conocieran en Roma . Una idea clave que diferenció a Virgo de otros proyectos fue el enfoque en bajas frecuencias (alrededor de 10  Hz); la mayoría de los proyectos se centraban en frecuencias más altas (alrededor de 500  Hz). Muchos creían en ese momento que las observaciones de baja frecuencia no eran posibles; solo Francia e Italia comenzaron a trabajar en el proyecto, [ 29 ] que se propuso por primera vez en 1987. [ 30 ] El nombre Virgo se acuñó poco después, en referencia al cúmulo de galaxias de Virgo ; simboliza el objetivo del proyecto de detectar ondas gravitacionales originadas más allá de nuestra galaxia. [ 29 ] Después de la aprobación del CNRS y el INFN, la construcción del interferómetro comenzó en 1996 con el objetivo de comenzar las observaciones para el año 2000. [ 31 ]

El primer objetivo de Virgo fue observar directamente las ondas gravitacionales, cuya existencia ya había sido evidenciada indirectamente por el estudio de tres décadas del púlsar binario 1913+16 : la disminución observada del período orbital de este púlsar binario coincidía con la hipótesis de que el sistema estaba perdiendo energía mediante la emisión de ondas gravitacionales. [ 32 ]

Detector Virgo inicial

El detector Virgo se construyó, puso en marcha y operó por primera vez durante la década de 2000, alcanzando la sensibilidad esperada. Esto validó sus decisiones de diseño y demostró que los interferómetros gigantes eran dispositivos prometedores para detectar ondas gravitacionales en una amplia banda de frecuencia. [ 33 ] [ 34 ] Esta fase a veces se denomina "Virgo inicial" o "Virgo original". [ 35 ] [ 36 ]

La construcción del detector Virgo inicial se completó en junio de 2003, [ 37 ] y varios períodos de recolección de datos ("ejecuciones científicas") siguieron entre 2007 y 2011, después de 4 años de puesta en marcha. [ 38 ] [ 39 ] Algunas de las ejecuciones se realizaron con los dos detectores LIGO (que están ubicados en Hanford , Washington y en Livingston, Luisiana ). [ 40 ] Hubo un cierre de algunos meses en 2010 para una actualización del sistema de suspensión de Virgo, y los cables de suspensión de acero originales fueron reemplazados por fibras de vidrio para reducir el ruido térmico. [ 41 ] Incluso después de varios meses de recolección de datos con el sistema de suspensión actualizado, no se observaron ondas gravitacionales, y el detector se cerró en septiembre de 2011 para la instalación de Advanced Virgo. [ 42 ]

Detector Virgo avanzado

Seis gráficos y tres diagramas
Primera detección directa de una onda gravitacional por Virgo el 14 de agosto de 2017 (GW170814).

El detector Advanced Virgo tenía como objetivo aumentar la sensibilidad (y la distancia desde la que se puede detectar una señal) en un factor de 10, lo que le permitía explorar un volumen del universo 1000 veces mayor y hacía más probable la detección de ondas gravitacionales. [ 29 ] [ 43 ] Se benefició de la experiencia adquirida con el detector inicial y de los avances tecnológicos. [ 43 ]

El detector Advanced Virgo mantuvo la misma infraestructura de vacío que el Virgo inicial, pero el resto del interferómetro se actualizó. Se añadieron cuatro criotrampas adicionales en ambos extremos de cada brazo para atrapar las partículas residuales provenientes de las torres de espejos. Los nuevos espejos eran más grandes, con un diámetro de 35 cm (14 pulgadas) y un peso de 40 kg (88 libras) , y se mejoró su rendimiento óptico. Los elementos ópticos utilizados para controlar el interferómetro estaban bajo vacío sobre soportes suspendidos. Se instaló un sistema de óptica adaptativa para corregir las aberraciones de los espejos in situ . En el plan original, se esperaba que la potencia del láser alcanzara los 200 W en su configuración final. [ 44 ] : 75     

Advanced Virgo inició el proceso de puesta en marcha en 2016, uniéndose a los dos detectores LIGO (que habían pasado por actualizaciones similares con Advanced LIGO y realizaron su primera detección en 2015) el 1 de agosto de 2017. Las "sesiones" de observación para la era de los detectores avanzados son planificadas por la colaboración LVK con el objetivo de maximizar el tiempo de observación con varios detectores, y están etiquetadas de O1 a O5; Virgo comenzó a participar en estas cerca del final de la sesión O2. LIGO y Virgo detectaron la señal GW170814 el 14 de agosto de 2017, que fue reportada el 27 de septiembre de ese año. Fue la primera fusión de agujeros negros binarios detectada tanto por LIGO como por Virgo, y la primera para Virgo. [ 45 ] [ 46 ]

GW170817 fue detectada por LIGO y Virgo el 17 de agosto de 2017. La señal, producida por los minutos finales de dos estrellas de neutrones que se acercaban en espiral y se fusionaban , fue la primera fusión de estrellas de neutrones binarias observada y la primera observación de ondas gravitacionales confirmada por medios no gravitacionales. También se detectó el estallido de rayos gamma resultante, y posteriormente los telescopios ópticos descubrieron una kilonova correspondiente a la fusión. [ 2 ] [ 47 ]

Después de nuevas mejoras, Virgo comenzó su tercer período de observación (O3) en abril de 2019. Planeado para durar un año, [ 48 ] el período terminó antes de tiempo el 27 de marzo de 2020 debido a la pandemia de COVID-19 . [ 49 ]

The upgrades following O3 are part of the Advanced Virgo+ program, divided into two phases; the first preceded the O4 run, and the second precedes the O5 run. The first phase focused on the reduction of quantum noise by introducing a more powerful laser, improving the squeezing introduced in O3, and implementing a new technique known as signal recycling; seismic sensors were also installed around the mirrors. The second phase will attempt to reduce the mirror thermal noise by changing the geometry of the laser beam to increase its size on the mirrors (spreading the energy on a larger area and thus reducing the temperature) and improving the coating of the mirrors; the end mirrors will be larger, requiring improvements to the suspension. Further improvements for quantum noise reduction are also expected in the second phase, building on the changes in the first.[50]

The fourth observation run (O4) was scheduled to begin in May 2023 and was planned to last for 20 months, including a commissioning break of up to two months.[51] On 11 May 2023, Virgo announced that it would not join the beginning of O4; the interferometer was not stable enough to reach the expected sensitivity and one mirror needed replacement, requiring several weeks of work.[52] Virgo did not join the O4 run during its first part (O4a, which ended on 16 January 2024), since it only reached a peak sensitivity of 45 Mpc instead of the 80 to 115 Mpc initially expected; it joined the second part of the run (O4b), which began on 10 April 2024, with a sensitivity of 50 to 55 Mpc. The O4 run was extended several times, up until 18 November 2025, to better accommodate the development of the O5 upgrades, and to allow observations overlapping with the first operations of the Vera Rubin Observatory. These extensions to the run are designated as O4c (which officially started on 28 January 2025 and includes a two-month break in April and May). As of February 2026, a 6-month run called IR1 is planned for the second half of 2026; Virgo may participate in IR1 depending on its availability.[51][53]

Future

The detector was shut down for upgrades, including mirror-coating improvement, after the O4 run. A fifth observing run (O5) was planned to begin near the end of 2027, but is currently being reviewed. Virgo's target sensitivity, originally set at 150–260 Mpc, is being redefined in light of its performance during O4.[51]

No official plans have been announced for the future of the Virgo installations after the O5 period, although projects for improving the detectors have been suggested. The collaboration's current plans are known as the Virgo_nEXT project.[54]

Instrument

Principle

Animation of gravitational-wave detection with an interferometer such as Virgo. Mirror displacements and phase difference are exaggerated, and time is slowed by more than a factor of 10.[55]

In general relativity, a gravitational wave is a space-timeperturbation which propagates at the speed of light. It slightly curves spacetime, changing the light path. This can be detected with a Michelson interferometer, in which a laser is divided into two beams travelling in orthogonal directions, bouncing on a mirror at the end of each arm. As the gravitational wave passes, it alters the path of the two beams differently; they are then recombined, and the resulting interferometric pattern is measured with a photodiode. Since the induced deformation is extremely small, precision in mirror position, laser stability, measurements, and isolation from outside noise are essential.[56]

Laser and injection system

Otro diagrama esquemático
Layout of the Virgo interferometer during the O4 run (2023–2024), including the signal-recycling mirror and filter cavity absent from the previous run. Laser power estimates are indicative.[50]

El láser , la fuente de luz del instrumento, debe ser potente y estable en frecuencia y amplitud. [ 57 ] Para cumplir con estas especificaciones, el haz comienza con un láser estable de baja potencia. [ 58 ] La luz del láser pasa a través de varios amplificadores, que aumentan su potencia en un factor de 100. Se logró una potencia de salida de 50 vatios (W) para la última configuración del detector Virgo inicial (alcanzando 100 W durante la ejecución O3 después de las actualizaciones Advanced Virgo), y se espera que se actualice a 130 W al comienzo de la ejecución O4. [ 50 ] El detector Virgo original tenía un sistema láser maestro-esclavo , donde un láser "maestro" se usa para estabilizar un láser "esclavo" de alta potencia; el láser maestro era un láser Nd:YAG , y el láser esclavo era un láser Nd:YVO4 . [ 37 ] El diseño Advanced Virgo utiliza un láser de fibra , con una etapa de amplificación también hecha de fibras, para mejorar la robustez del sistema; su configuración final está planificada para combinar la luz de dos láseres para alcanzar la potencia requerida. [ 44 ] : 87 [ 59 ] La longitud de onda del láser es de 1064 nanómetros en las configuraciones original y Advanced Virgo. [ 50 ]    

Este haz láser se envía al interferómetro tras pasar por el sistema de inyección, que garantiza su estabilidad, ajusta su forma y potencia, y lo posiciona correctamente para su entrada en el interferómetro. El sistema de inyección incluye el limpiador de modo de entrada, una cavidad de 140 metros de longitud (460 pies) diseñada para mejorar la calidad del haz estabilizando la frecuencia, eliminando la propagación de luz no deseada y reduciendo el efecto de la desalineación del láser. También cuenta con un aislador de Faraday que impide que la luz regrese al láser y un telescopio de adaptación de modo que ajusta el tamaño y la posición del haz antes de que entre en el interferómetro. [ 44 ] : 93–96 

Espejos

Un espejo redondo
Espejo del detector Virgo original, ahora un modelo de exposición en el sitio Virgo.

Los grandes espejos en cada brazo son la óptica más crítica del interferómetro. Incluyen los dos espejos de los extremos de los brazos del interferómetro de 3 km (1,9 mi) y los dos espejos de entrada cerca del inicio de los brazos. Estos espejos crean una cavidad óptica resonante en cada brazo en la que la luz rebota miles de veces antes de regresar al divisor de haz, maximizando el efecto de la señal en la trayectoria del láser [ 60 ] y permitiendo aumentar la potencia de la luz que circula en los brazos. Estos espejos (diseñados para Virgo) son cilindros de 35 cm (14 in) de diámetro y 20 cm (7,9 in) de espesor, [ 44 ] : 173 hechos de vidrio extremadamente puro. [ 61 ] Durante el proceso de fabricación, los espejos se pulen a nivel atómico para evitar la difusión (y la pérdida) de luz. [ 62 ] Luego se agrega un recubrimiento reflectante (un reflector de Bragg hecho con pulverización catódica por haz de iones [ 28 ] ). Los espejos en los extremos de los brazos reflejan casi toda la luz incidente, con menos del 0,002 por ciento de pérdida en cada reflexión. [ 63 ]      

En el diseño final también se incluyen otros dos espejos:

  • El espejo de reciclaje de energía, situado entre el láser y el divisor de haz . Dado que la mayor parte de la luz se refleja hacia el láser tras regresar al divisor de haz, este espejo reinyecta la luz en el interferómetro principal y aumenta la potencia en los brazos.
  • El espejo de reciclaje de señal, a la salida del interferómetro, reinyecta parte de la señal en el interferómetro (la transmisión de este espejo está prevista en un 40 %) y forma otra cavidad. Mediante pequeños ajustes en este espejo, se puede reducir el ruido cuántico en parte de la banda de frecuencia y aumentarlo en otras; esto permite sintonizar el interferómetro para determinadas frecuencias. Se prevé utilizar una configuración de banda ancha, disminuyendo el ruido en frecuencias altas y bajas y aumentándolo en frecuencias intermedias. La disminución del ruido en frecuencias altas es de particular interés para el estudio de una señal justo antes y después de la fusión de un objeto compacto. [ 50 ] [ 28 ]

superatenuadores

Diagrama de un superatenuador
Un espejo Virgo se sostiene en el vacío mediante un superatenuador, que amortigua las vibraciones sísmicas. Se trata de una cadena de péndulos que cuelga de una plataforma superior y se apoya en tres patas fijadas al suelo, formando un péndulo invertido . [ 39 ] Las vibraciones sísmicas superiores a 10  Hz se reducen en más de 10¹² veces, [ 64 ] y se controla la posición del espejo.

Para mitigar el ruido sísmico que podría propagarse hasta los espejos, sacudiéndolos y oscureciendo posibles señales de ondas gravitacionales, los espejos están suspendidos por un sistema complejo. Los espejos principales están suspendidos por cuatro finas fibras de sílice [ 65 ] que están unidas a una serie de atenuadores. Este superatenuador, de casi 8 metros (26 pies) de altura, se encuentra en el vacío. [ 66 ] Los superatenuadores limitan las perturbaciones en los espejos y permiten dirigir con precisión su posición y orientación. La mesa óptica con la óptica de inyección utilizada para dar forma al haz láser, como los bancos ópticos utilizados para la detección de luz, también están suspendidos en el vacío para limitar el ruido sísmico y acústico. En la configuración Advanced Virgo, la instrumentación utilizada para detectar señales de ondas gravitacionales y dirigir el interferómetro (fotodiodos, cámaras y electrónica asociada) está instalada en varios bancos suspendidos en el vacío. [ 44 ] : 477 

El diseño del superatenuador se basa en la atenuación pasiva del ruido sísmico mediante la conexión en cadena de varios péndulos , cada uno un oscilador armónico . Estos tienen una frecuencia de resonancia (que disminuye con la longitud del péndulo) por encima de la cual el ruido se amortigua; la conexión en cadena de varios péndulos reduce el ruido en doce órdenes de magnitud, introduciendo frecuencias de resonancia superiores a las de un solo péndulo largo. [ 67 ] La frecuencia de resonancia más alta es de alrededor de 2  Hz, lo que proporciona una reducción de ruido significativa a partir de 4  Hz [ 44 ] : 416 y alcanza el nivel necesario para detectar ondas gravitacionales alrededor de 10  Hz. El sistema tiene la limitación de que el ruido en la banda de frecuencia de resonancia (por debajo de 2  Hz) no se filtra y puede generar grandes oscilaciones; esto se mitiga mediante un sistema de amortiguación activa, que incluye sensores que miden el ruido sísmico y actuadores que controlan el superatenuador para contrarrestar el ruido. [ 67 ]

Sistema de detección

Part of the light in the arm cavities is sent towards the detection system by the beam splitter. The interferometer works near the "dark fringe", with very little light sent towards the output; most is sent back to the input, to be collected by the power-recycling mirror. A fraction of this light is reflected back by the signal-recycling mirror, and the rest is collected by the detection system. It first passes through the output mode cleaner, which filters the "high-order modes" (light propagating in an unwanted way, typically from small defects in the mirrors)[68] before reaching the photodiodes which measure the light intensity. The output mode cleaner and the photodiodes are suspended in a vacuum.[43]

Óptica compleja, con una persona cerca para tener una referencia de tamaño.
Detection bench of the Virgo interferometer before its April 2015 installation. It is 88 cm wide and hosts the output mode cleaner; the photodiode is on another bench.[69]

With the O3 run, a squeezed vacuum source was introduced to reduce the quantum noise which is one of the main limitations to sensitivity. When replacing the standard vacuum with a squeezed vacuum, the fluctuations of a quantity are decreased at the expense of increasing the fluctuations of the other quantity due to Heisenberg's uncertainty principle. In Virgo, the quantities are the amplitude and phase of the light.[70] A squeezed vacuum was proposed in 1981 by Carlton Caves during the infancy of gravitational-wave detectors.[71] During the O3 run, frequency-independent squeezing was implemented; squeezing is identical at all frequencies, reducing shot noise (dominant at high frequencies) and increasing radiation pressure noise (dominant at low frequencies, and not limiting the instrument's sensitivity).[72] Due to the addition of the squeezed vacuum injection, quantum noise was reduced by 3.2 dB at high frequencies and the detector's range was increased by five to eight per cent.[70] More sophisticated squeezed states are produced[73] by combining the technology from O3 with a new 285-m-long (935 ft) filter cavity. This technology, known as frequency-dependent squeezing, helps to reduce shot noise at high frequencies (where radiation pressure noise is irrelevant) and reduce radiation-pressure noise at low frequencies (where shot noise is low).[74][75]

Infrastructure

Desde el aire, el detector Virgo tiene forma de "L" con sus dos brazos perpendiculares de 3 kilómetros (1,9 millas) de longitud . En la intersección de ambos brazos se encuentra el edificio central, que alberga la mayoría de los componentes clave de Virgo, incluyendo el láser, el divisor de haz y los espejos de entrada. Junto al brazo oeste, una cavidad más corta y el edificio asociado albergan el limpiador de modo de entrada. Los espejos de los extremos se encuentran en un edificio específico al final de cada brazo. Al sur del brazo oeste, otros edificios albergan oficinas, talleres, así como el centro de computación del sitio y la sala de control de instrumentos. [ 76 ] 

Los "túneles" del brazo albergan tuberías por las que viajan los haces láser en el vacío. Virgo es una de las instalaciones de ultra alto vacío más grandes de Europa, con un volumen de 6.800 metros cúbicos (1.800.000 galones estadounidenses ) . [ 77 ] Los dos brazos de 3 km (1,9 millas) están hechos de una larga tubería de acero de 1,2 m (3,9 pies) de diámetro, en la que la presión residual objetivo es aproximadamente una milésima de una milmillonésima de atmósfera (100 veces más delgada que en el Virgo original). Las moléculas de gas residual, principalmente hidrógeno y agua, tienen un impacto limitado en la trayectoria de los haces láser. [ 44 ] : 525 Grandes válvulas de compuerta están en ambos extremos de los brazos para que se pueda trabajar en las torres de vacío de espejos sin romper el ultra alto vacío de un brazo. Las torres que contienen los espejos y atenuadores están divididas en dos secciones, con diferentes presiones. [ 78 ] Los tubos se someten a un proceso, conocido como horneado, en el que se calientan a 150 °C (302 °F) para eliminar partículas no deseadas de sus superficies; aunque las torres también se horneaban en el diseño inicial de Virgo, ahora se utilizan trampas criogénicas para evitar la contaminación. [ 44 ] : 526        

Debido a la alta potencia del interferómetro, sus espejos son susceptibles a los efectos del calentamiento inducido por el láser (a pesar de la absorción extremadamente baja ). Estos efectos pueden causar deformación de la superficie debido a la dilatación o un cambio en el índice de refracción del sustrato , lo que resulta en una pérdida de potencia del interferómetro y perturbaciones de la señal. Estos efectos se tienen en cuenta mediante un sistema de compensación térmica (TCS) que incluye sensores de frente de onda Hartmann [ 79 ] para medir la aberración óptica a través de una fuente de luz auxiliar, y dos actuadores : láseres de CO2 (que calientan partes del espejo para corregir los defectos) y calentadores de anillo, que ajustan el radio de curvatura del espejo . El sistema también corrige los "defectos fríos": defectos permanentes introducidos durante la fabricación del espejo. [ 80 ] [ 44 ] : 187–188 Durante la ejecución O3, el TCS aumentó la potencia dentro del interferómetro en un 15 por ciento y disminuyó la potencia que sale del interferómetro en un factor de dos. [ 81 ]

Un dispositivo redondo y brillante, con una mano para comparar el tamaño.
Un calibrador newtoniano ("NCal") antes de su instalación en el detector. Varios se instalan cerca de un espejo final; el movimiento del rotor genera una fuerza gravitatoria variable sobre el espejo, lo que permite un movimiento controlado. [ 82 ]

Otro componente importante es el sistema para controlar la luz parásita (cualquier luz que salga de la trayectoria designada del interferómetro, ya sea por dispersión en una superficie o por reflexión no deseada). La recombinación de la luz parásita con el haz principal del interferómetro puede ser una fuente de ruido significativa, a menudo difícil de rastrear y modelar. La mayoría de los esfuerzos para mitigar la luz parásita se basan en placas absorbentes (conocidas como deflectores) colocadas cerca de la óptica y dentro de los tubos; se toman precauciones adicionales para evitar que los deflectores afecten el funcionamiento del interferómetro. [ 83 ] [ 84 ] [ 77 ]

Se requiere calibración para estimar la respuesta del detector a las ondas gravitacionales y reconstruir correctamente la señal. Implica mover los espejos de manera controlada y medir el resultado. Durante la era inicial de Virgo, esto se logró principalmente agitando un péndulo del cual el espejo está suspendido con bobinas para generar un campo magnético que interactúa con imanes fijados al péndulo. [ 85 ] Esta técnica se utilizó hasta O2. Para O3, el método de calibración principal fue la calibración de fotones (PCal); había sido un método secundario para validar los resultados, utilizando un láser auxiliar para desplazar el espejo con presión de radiación . [ 86 ] [ 87 ] Se introdujo un método conocido como calibración newtoniana (NCal) al final de O2 para validar los resultados de PCal; se basa en la gravedad para mover el espejo, colocando una masa giratoria a una distancia específica de él. [ 88 ] [ 87 ] Al comienzo de la segunda parte de O4, Ncal se convirtió en el método de calibración principal porque funcionó mejor que PCal; PCal todavía se utiliza para validar los resultados de NCal y sondear frecuencias más altas que son inaccesibles para NCal. [ 82 ]

El instrumento requiere un sistema eficiente de adquisición de datos que gestione los datos medidos a la salida del interferómetro y de los sensores en el sitio, escribiéndolos en archivos y distribuyéndolos para su análisis. Se han desarrollado hardware y software electrónicos específicos para este propósito. [ 89 ]

Ruido y sensibilidad

Fuentes de ruido

Gráfico y visualización correspondiente de una anomalía.
Fallo tipo "pez koi" en datos de LIGO Hanford de 2015. La parte superior muestra la salida del detector (deformación) en función del tiempo, y la parte inferior, la distribución de frecuencia de la potencia. Este tipo de fallo es de origen desconocido y abarca un amplio rango de frecuencias, con "aletas" características en las frecuencias más bajas. [ 90 ]

El detector Virgo es sensible a varias fuentes de ruido que limitan su capacidad para detectar señales de ondas gravitacionales. Algunas tienen amplios rangos de frecuencia y limitan la sensibilidad general del detector, como por ejemplo: [ 91 ] [ 77 ]

  • ruido sísmico (cualquier movimiento del suelo procedente de fuentes como las olas del mar Mediterráneo, el viento o la actividad humana), generalmente en bajas frecuencias de hasta unos 10 Hertz (Hz)
  • Ruido térmico de los espejos y sus cables de suspensión correspondiente a la agitación del espejo o la suspensión debido a su propia temperatura, desde unas pocas decenas hasta unos pocos cientos de Hz.
  • ruido cuántico , que incluye el ruido de disparo del láser correspondiente a la fluctuación en la potencia recibida por los fotodiodos y relevante por encima de unos pocos cientos de Hz, y el ruido de presión de radiación correspondiente a la presión del láser sobre el espejo (relevante a baja frecuencia)
  • Ruido newtoniano, causado por pequeñas fluctuaciones en el campo gravitatorio terrestre que afectan la posición del espejo; relevante por debajo de 20  Hz.

Además de estas fuentes de ruido generales, otras pueden afectar frecuencias específicas. Estas incluyen una fuente a 50  Hz (y armónicos a 100, 150 y 200  Hz), que corresponde a la frecuencia de la red eléctrica europea ; "modos de violín" a 300  Hz (y varios armónicos), que corresponden a la frecuencia de resonancia de las fibras de suspensión (que pueden vibrar a una frecuencia específica, como las cuerdas de un violín); y líneas de calibración, que aparecen cuando se mueven los espejos para su calibración. [ 92 ] [ 93 ]

Las fuentes de ruido adicionales pueden tener un impacto a corto plazo; el mal tiempo o los terremotos pueden aumentar temporalmente el nivel de ruido. [ 77 ] Pueden aparecer artefactos efímeros en los datos debido a muchos posibles problemas instrumentales, y generalmente se les denomina "fallos". Se estima que alrededor del 20 por ciento de los eventos detectados se ven afectados por fallos, lo que requiere métodos específicos de procesamiento de datos para mitigar su impacto. [ 94 ]

Sensibilidad del detector

Un gráfico
Curva de sensibilidad en el detector Virgo de 10  Hz a 10  kHz, calculada en agosto de 2011. [ 95 ] [ 96 ] Su forma es típica; el ruido térmico del péndulo de suspensión del espejo predomina a baja frecuencia, y el aumento a alta frecuencia se debe al ruido de disparo del láser. Entre medias se encuentran resonancias y ruidos instrumentales, incluyendo la frecuencia de servicio de 50 Hz y sus armónicos . [ 91 ]

La sensibilidad depende de la frecuencia y se suele representar mediante una curva que corresponde al espectro de potencia del ruido (o espectro de amplitud, la raíz cuadrada del espectro de potencia); cuanto más baja sea la curva, mayor será la sensibilidad. Virgo es un detector de banda ancha cuya sensibilidad abarca desde unos pocos Hz hasta 10  kHz; en la gráfica se muestra una curva de sensibilidad de Virgo de 2011 en escala logarítmica doble . [ 97 ]

La medida más común de la sensibilidad de un detector de ondas gravitacionales es la distancia de alcance, definida como la distancia a la que un objetivo de referencia produce una relación señal-ruido de 8 en el detector. La referencia suele ser una estrella de neutrones binaria con ambos componentes con una masa de 1,4 masas solares ; la distancia se expresa generalmente en megaparsecs. [ 98 ] El alcance para Virgo durante la ejecución de O3 fue de entre 40 y 50 Mpc. [ 51 ] Este alcance es un indicador, no un alcance máximo para el detector; las señales de fuentes más masivas tendrán una mayor amplitud y se pueden detectar desde más lejos. [ 98 ]

Los cálculos indican que la sensibilidad del detector se escala aproximadamente como1L×PAG{\displaystyle {\frac {1}{L\times {\sqrt {P}}}}}, dóndeL{\displaystyle L}es la longitud de la cavidad del brazo yPAG{\displaystyle P}la potencia del láser en el divisor de haz. Para mejorarlo, estas cantidades deben incrementarse. Esto se logra con brazos largos, cavidades ópticas dentro del brazo para maximizar la exposición a la señal y reciclaje de potencia para aumentar la potencia en los brazos. [ 91 ] [ 99 ]

Análisis de datos

Una parte importante de los recursos de la colaboración Virgo se dedica al desarrollo e implementación de software de análisis de datos diseñado para procesar la salida del detector. Además del software de adquisición de datos y las herramientas para distribuir los datos, este esfuerzo se comparte con miembros de las colaboraciones LIGO y KAGRA como parte de la colaboración LIGO-Virgo-KAGRA (LVK). [ 14 ]

Los datos del detector inicialmente solo están disponibles para los miembros de LVK. Se publican segmentos de datos relacionados con los eventos detectados al publicarse el artículo correspondiente, y los datos completos se publican después de un período de confidencialidad (actualmente 18 meses). Durante la tercera ronda de observación (O3), esto dio como resultado dos publicaciones de datos separadas (O3a y O3b) correspondientes a los primeros y últimos seis meses de la ronda. [ 100 ] Los datos están luego disponibles para el público en general en la plataforma del Centro de Ciencia Abierta de Ondas Gravitacionales (GWOSC). [ 101 ] [ 102 ]

Analysis of the data requires a variety of techniques targeting different types of sources. Most of the effort is dedicated to the detection and analysis of mergers of compact objects, the only type of source detected until now. Analysis software is running the data in search of this type of event, and a dedicated infrastructure is used to alert the online community.[103] Other efforts are carried out after the data-acquisition period (offline), including searches for continuous sources,[104] a stochastic background,[105] or deeper analysis of detected events.[103]

Scientific results

Mapa del cielo completo mediante la proyección de Mollweide, que muestra dos áreas correspondientes a la localización de un evento utilizando únicamente los dos detectores LIGO, y utilizando tanto LIGO como Virgo. El área con los tres detectores es 20 veces menor.
Sky localisation of the GW170814 event with the two LIGO detectors and the full network. The addition of Virgo allows for more-precise localisation.

Virgo first detected a gravitational signal during the second observation run (O2) of the "advanced" era; only the LIGO detectors were operating during the first observation run. The event, named GW170814, was a coalescence between two black holes. It was the first event detected by three different detectors, allowing for greatly-improved localisation compared to events from the first observation run. It also allowed for the first conclusive measure of gravitational-wave polarisation, providing evidence against polarisations other than those predicted by general relativity.[45]

It was soon followed by the better-known GW170817, the first merger of two neutron stars detected by the gravitational-wave network and (as of February 2025) the only event with a confirmed detection of an electromagnetic counterpart in gamma rays, optical telescopes, radio and x-ray domains. No signal was observed in Virgo, but this absence was crucial to more tightly constrain the event's localisation, as it allows to exclude regions of the sky where the signal would have been visible in Virgo data.[2] This event, involving over 4,000 astronomers,[106] improved the understanding of neutron-star mergers[107] and put tight constraints on the speed of gravity.[108]

Se han realizado varias búsquedas de ondas gravitacionales continuas en datos de ejecuciones anteriores. Las búsquedas de la ejecución O3 incluyen una búsqueda de todo el cielo, [ 109 ] búsquedas dirigidas hacia Scorpius X-1 [ 110 ] y varios púlsares conocidos (incluidos los púlsares del Cangrejo y Vela ), [ 111 ] [ 112 ] y una búsqueda dirigida hacia los remanentes de supernova Cassiopeia A y Vela Jr. [ 113 ] y el Centro Galáctico . [ 114 ] Aunque ninguna de las búsquedas identificó una señal, esto permitió establecer límites superiores en algunos parámetros; en particular, se encontró que la desviación de esferas de rotación perfecta para púlsares conocidos cercanos es como máximo 1 mm (0,039 in) . [ 109 ]  

Virgo se incluyó en la búsqueda más reciente de un fondo de ondas gravitacionales con LIGO, combinando los resultados de O3 con los de las ejecuciones O1 y O2 (que solo utilizaron datos de LIGO). No se observó ningún fondo estocástico, lo que mejoró las restricciones previas sobre la energía del fondo en un orden de magnitud . [ 115 ]

También se han obtenido estimaciones generales de la constante de Hubble; la mejor estimación actual es 68 +12 -8 km s −1 Mpc −1 , que combina resultados de agujeros negros binarios y del evento GW170817. Este resultado es consistente con otras estimaciones de la constante, pero no lo suficientemente preciso como para resolver los debates actuales sobre su valor exacto. [ 22 ]

Superar a

La Colaboración Virgo participa en varias actividades que promueven la comunicación y la educación sobre ondas gravitacionales para el público en general. [ 116 ] Un ejemplo de actividad son las visitas guiadas a las instalaciones de Virgo para escuelas, universidades y el público en general; [ 117 ] sin embargo, muchas de las actividades de divulgación se llevan a cabo fuera del sitio de Virgo. Esto incluye conferencias y cursos públicos sobre las actividades de Virgo [ 116 ] y la participación en festivales de ciencia, [ 118 ] [ 119 ] [ 120 ] y el desarrollo de métodos y dispositivos para la comprensión pública de las ondas gravitacionales y temas relacionados. La Colaboración está involucrada en varios proyectos artísticos, que van desde proyectos visuales como "The Rhythm of Space" en el Museo della Grafica en Pisa [ 121 ] y "On Air" en el Palais de Tokyo [ 122 ] hasta conciertos. [ 123 ] Incluye actividades que promueven la igualdad de género en la ciencia, destacando a las mujeres que trabajan en Virgo en la comunicación con el público en general. [ 124 ]

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  • Descripción en el sitio web de EGO. Archivado el 13 de julio de 2006 en Wayback Machine.
  • Página principal de Virgo
  • Informe de diseño técnico avanzado de Virgo