Primera observación de ondas gravitacionales

La primera observación directa de ondas gravitacionales se realizó el 14 de septiembre de 2015 y fue anunciada por las colaboraciones de LIGO y Virgo el 11 de febrero de 2016. [3] [4] [5] Anteriormente, las ondas gravitacionales se habían inferido solo indirectamente, a través de su efecto en la sincronización de los púlsares en los sistemas estelares binarios . La forma de onda , detectada por ambos observatorios LIGO, [6] coincidió con las predicciones de la relatividad general [7] [8] [9] para una onda gravitacional que emana de la espiral interiory la fusión de un par de agujeros negros de alrededor de 36 y 29 masas solares y el subsiguiente "ringdown" del único agujero negro resultante. [nota 2] La señal fue nombrado GW150914 (de " G ravitational W ave" y la fecha de observación 20 15 - 09 - 14 ). [3] [11] También fue la primera observación de una fusión de agujeros negros binarios, demostrando tanto la existencia de sistemas binarios de agujeros negros de masa estelar como el hecho de que tales fusiones podrían ocurrir dentro de la edad actual del universo .

GW150914
Medición LIGO de ondas gravitacionales.svg
Medición LIGO de las ondas gravitacionales en los detectores Livingston (derecha) y Hanford (izquierda), en comparación con los valores teóricos predichos
Distancia410+160
−180 Mpc [1]
Redshift0.093+0.030
−0.036[1]
Salida de energía total3,0+0,5
−0,5 M ☉ × c 2 [2] [nota 1]
Otras designacionesGW150914
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Esta primera observación directa se informó en todo el mundo como un logro notable por muchas razones. Los esfuerzos para probar directamente la existencia de tales ondas se han llevado a cabo durante más de cincuenta años, y las ondas son tan minúsculas que el propio Albert Einstein dudaba que alguna vez pudieran ser detectadas. [12] [13] Las ondas emitidas por la fusión cataclísmica de GW150914 llegaron a la Tierra como una onda en el espacio-tiempo que cambió la longitud de un brazo LIGO de 4 km en una milésima parte del ancho de un protón , [11] proporcionalmente equivalente a cambiar la distancia a la estrella más cercana fuera del Sistema Solar por el ancho de un cabello. [14] [nota 3] La energía liberada por el binario mientras giraba en espiral y se fusionaba era inmensa, con la energía de3,0+0,5
−0,5 c 2 masas solares (5.3+0,9
−0,8× 10 47 julios o5300+900
−800 enemigos ) en total irradiado como ondas gravitacionales, alcanzando una tasa de emisión máxima en sus últimos milisegundos de aproximadamente3.6+0,5
−0,4× 10 49 vatios : un nivel mayor que la potencia combinada de toda la luz irradiada por todas las estrellas del universo observable . [3] [4] [15] [16] [nota 4]

La observación confirma la última predicción restante directamente no detectada de la relatividad general y corrobora sus predicciones de distorsión del espacio-tiempo en el contexto de eventos cósmicos a gran escala (conocidos como pruebas de campo fuerte ). También se anunció como la inauguración de una nueva era de la astronomía de ondas gravitacionales , que permitirá la observación de eventos astrofísicos violentos que antes no eran posibles y potencialmente permitirá la observación directa de la historia más antigua del universo . [3] [18] [19] [20] [21] El 15 de junio de 2016, se anunciaron dos detecciones más de ondas gravitacionales, realizadas a finales de 2015. [22] Se realizaron ocho observaciones más en 2017, incluida GW170817 , la primera fusión observada de estrellas de neutrones binarios , que también se observó en la radiación electromagnética .

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Simulación de video que muestra la deformación del espacio-tiempo y las ondas gravitacionales producidas, durante la fusión inspiral final, y el ringdown del sistema binario de agujeros negros GW150914. [23]

Albert Einstein predijo originalmente la existencia de ondas gravitacionales en 1916, [24] [25] sobre la base de su teoría de la relatividad general . [26] La relatividad general interpreta la gravedad como una consecuencia de las distorsiones en el espacio-tiempo , causadas por la masa . Por lo tanto, Einstein también predijo que los eventos en el cosmos causarían "ondas" en el espacio-tiempo (distorsiones del propio espacio-tiempo) que se extenderían hacia afuera, aunque serían tan minúsculas que serían casi imposibles de detectar por cualquier tecnología prevista. En ese tiempo. [13] También se predijo que los objetos en movimiento en una órbita perderían energía por esta razón (una consecuencia de la ley de conservación de la energía ), ya que parte de la energía se emitiría en forma de ondas gravitacionales, aunque esto sería insignificantemente pequeño en todos. pero los casos más extremos. [27]

Un caso en el que las ondas gravitacionales serían más fuertes es durante los momentos finales de la fusión de dos objetos compactos , como estrellas de neutrones o agujeros negros . En un lapso de millones de años, las estrellas de neutrones binarias y los agujeros negros binarios pierden energía, en gran parte a través de ondas gravitacionales, y como resultado, se mueven en espiral una hacia la otra. Al final de este proceso, los dos objetos alcanzarán velocidades extremas, y en la última fracción de segundo de su fusión, una cantidad sustancial de su masa teóricamente se convertiría en energía gravitacional y viajaría hacia afuera como ondas gravitacionales [28 ] lo que permite una mayor probabilidad de detección de lo habitual. Sin embargo, dado que se sabía poco sobre la cantidad de binarios compactos en el universo y llegar a esa etapa final puede ser muy lento, había poca certeza sobre la frecuencia con la que podrían ocurrir tales eventos. [29]

Observación

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Simulación por computadora en cámara lenta del sistema binario de agujeros negros GW150914 visto por un observador cercano, durante 0.33 s de su inspiración final, fusión y ringdown. El campo de estrellas detrás de los agujeros negros está muy distorsionado y parece girar y moverse, debido a las lentes gravitacionales extremas , ya que el espacio-tiempo mismo es distorsionado y arrastrado por los agujeros negros en rotación. [23]

Las ondas gravitacionales se pueden detectar indirectamente, mediante la observación de fenómenos celestes causados ​​por ondas gravitacionales, o más directamente mediante instrumentos como el LIGO terrestre o el instrumento LISA planeado basado en el espacio . [30]

Observación indirecta

La evidencia de ondas gravitacionales se dedujo por primera vez en 1974 a través del movimiento del sistema de estrellas de neutrones dobles PSR B1913 + 16 , en el que una de las estrellas es un púlsar que emite pulsos electromagnéticos a frecuencias de radio a intervalos precisos y regulares a medida que gira. Russell Hulse y Joseph Taylor , quienes descubrieron las estrellas, también demostraron que con el tiempo, la frecuencia de los pulsos se acortaba y que las estrellas giraban gradualmente en espiral una hacia la otra con una pérdida de energía que coincidía estrechamente con la energía predicha que irradiaría la gravedad. ondas. [31] [32] Por este trabajo, Hulse y Taylor fueron galardonados con el Premio Nobel de Física en 1993. [33] Otras observaciones de este púlsar y otros en múltiples sistemas (como el sistema de púlsar doble PSR J0737-3039 ) también coinciden con relatividad general de alta precisión. [34] [35]

Observación directa

Brazo norte del observatorio de ondas gravitacionales LIGO Hanford .

La observación directa de las ondas gravitacionales no fue posible durante las muchas décadas posteriores a su predicción debido al minúsculo efecto que habría que detectar y separar del fondo de las vibraciones presentes en todas partes de la Tierra. En la década de 1960 se sugirió una técnica llamada interferometría y, finalmente, la tecnología se desarrolló lo suficiente como para que esta técnica fuera factible.

En el presente enfoque utilizado por LIGO, un rayo láser se divide y las dos mitades se recombinan después de recorrer diferentes caminos. Los cambios en la longitud de las trayectorias o en el tiempo que tardan los dos haces divididos, provocados por el efecto del paso de ondas gravitacionales, en alcanzar el punto donde se recombinan se revelan como " latidos ". Esta técnica es extremadamente sensible a pequeños cambios en la distancia o el tiempo necesario para recorrer los dos caminos. En teoría, un interferómetro con brazos de unos 4 km de largo sería capaz de revelar el cambio del espacio-tiempo, una pequeña fracción del tamaño de un solo protón , cuando una onda gravitacional de fuerza suficiente atraviesa la Tierra desde otro lugar. Este efecto sería perceptible solo para otros interferómetros de tamaño similar, como los detectores Virgo , GEO 600 y los planeados KAGRA e INDIGO . En la práctica, se necesitarían al menos dos interferómetros porque cualquier onda gravitacional se detectaría en ambos, pero otros tipos de perturbaciones generalmente no estarían presentes en ambos. Esta técnica permite distinguir la señal buscada del ruido . Este proyecto se fundó finalmente en 1992 como Observatorio de ondas gravitacionales con interferómetro láser (LIGO) . Los instrumentos originales se actualizaron entre 2010 y 2015 (a Advanced LIGO), dando un aumento de alrededor de 10 veces su sensibilidad original. [36]

LIGO opera dos observatorios de ondas gravitacionales al unísono, ubicados a 3.002 km (1.865 millas) de distancia: el Observatorio LIGO Livingston ( 30 ° 33′46.42 ″ N 90 ° 46′27.27 ″ W / 30.5628944 ° N 90.7742417 ° W / 30.5628944; -90.7742417) en Livingston, Louisiana , y el Observatorio LIGO Hanford, en el sitio DOE Hanford ( 46 ° 27′18.52 ″ N 119 ° 24′27.56 ″ W / 46.4551444 ° N 119.4076556 ° W / 46.4551444; -119.4076556) cerca de Richland, Washington . Los pequeños cambios en la longitud de sus brazos se comparan continuamente y se hace un seguimiento de los patrones significativos que parecen surgir de forma sincrónica para determinar si se pudo haber detectado una onda gravitacional o si alguna otra causa fue la responsable.

Las operaciones iniciales de LIGO entre 2002 y 2010 no detectaron ningún evento estadísticamente significativo que pudiera confirmarse como ondas gravitacionales. Esto fue seguido por un apagado de varios años mientras que los detectores fueron reemplazados por versiones muy mejoradas de "Advanced LIGO". [37]   En febrero de 2015, los dos detectores avanzados se pusieron en modo de ingeniería, en el que los instrumentos funcionan completamente con el propósito de probar y confirmar que funcionan correctamente antes de ser utilizados para la investigación, [38] con observaciones científicas formales debido a comenzará el 18 de septiembre de 2015. [39]

A lo largo del desarrollo y las observaciones iniciales de LIGO, se introdujeron varias "inyecciones ciegas" de señales de ondas gravitacionales falsas para probar la capacidad de los investigadores para identificar tales señales. Para proteger la eficacia de las inyecciones a ciegas, solo cuatro científicos de LIGO sabían cuándo ocurrieron tales inyecciones, y esa información se reveló solo después de que los investigadores habían analizado minuciosamente una señal. [40] El 14 de septiembre de 2015, mientras LIGO se estaba ejecutando en modo de ingeniería pero sin inyecciones de datos a ciegas, el instrumento informó de una posible detección de ondas gravitacionales. El evento detectado recibió el nombre GW150914. [41]

Detección de eventos

GW150914 fue detectado por los detectores LIGO en Hanford, estado de Washington , y Livingston, Louisiana , EE.UU., a las 09:50:45 UTC del 14 de septiembre de 2015. [4] [11] Los detectores LIGO estaban operando en "modo de ingeniería", lo que significa que estaban operando completamente pero que aún no habían comenzado una fase de "investigación" formal (que debía comenzar tres días después, el 18 de septiembre), por lo que inicialmente hubo una pregunta sobre si las señales habían sido detecciones reales o datos simulados para pruebas propósitos antes de que se comprobara que no eran pruebas. [42]

La señal de chirrido duró más de 0,2 segundos y aumentó en frecuencia y amplitud en aproximadamente 8 ciclos de 35 Hz a 250 Hz. [3] La señal está en el rango audible y se ha descrito que se asemeja al "gorjeo" de un pájaro ; [4] Los astrofísicos y otras partes interesadas de todo el mundo respondieron con entusiasmo imitando la señal en las redes sociales tras el anuncio del descubrimiento. [4] [43] [44] [45] (La frecuencia aumenta porque cada órbita es notablemente más rápida que la anterior durante los momentos finales antes de fusionarse).

El desencadenante que indicó una posible detección se informó dentro de los tres minutos posteriores a la adquisición de la señal, utilizando métodos de búsqueda rápida ("en línea") que proporcionan un análisis inicial rápido de los datos de los detectores. [3] Después de la alerta automática inicial a las 09:54 UTC, una secuencia de correos electrónicos internos confirmó que no se habían realizado inyecciones programadas o no programadas, y que los datos parecían limpios. [40] [46] Después de esto, el resto del equipo colaborador se dio cuenta rápidamente de la detección tentativa y sus parámetros. [47]

Un análisis estadístico más detallado de la señal, y de 16 días de datos circundantes desde el 12 de septiembre al 20 de octubre de 2015, identificó GW150914 como un evento real, con una significancia estimada de al menos 5,1 sigma [3] o un nivel de confianza del 99,99994%. [48] Se observaron picos de onda correspondientes en Livingston siete milisegundos antes de que llegaran a Hanford. Las ondas gravitacionales se propagan a la velocidad de la luz y la disparidad es consistente con el tiempo de viaje de la luz entre los dos sitios. [3] Las ondas habían viajado a la velocidad de la luz durante más de mil millones de años. [49]

En el momento del evento, el detector de ondas gravitacionales Virgo (cerca de Pisa, Italia) estaba fuera de línea y se estaba mejorando; si hubiera estado en línea, probablemente habría sido lo suficientemente sensible como para detectar también la señal, lo que habría mejorado enormemente el posicionamiento del evento. [4] GEO600 (cerca de Hannover , Alemania) no era lo suficientemente sensible para detectar la señal. [3] En consecuencia, ninguno de esos detectores pudo confirmar la señal medida por los detectores LIGO. [4]

Origen astrofísico

Simulación de la fusión de agujeros negros que irradian ondas gravitacionales.

El evento ocurrió a una distancia de luminosidad de440+160
−180 megaparsecs [1] : 6 (determinado por la amplitud de la señal), [4] o1.4 ± 0.6 mil millones de años luz , correspondiente a un corrimiento al rojo cosmológico de0.093+0.030
−0.036( Intervalos creíbles del 90% ). El análisis de la señal junto con el corrimiento al rojo inferido sugirió que se produjo por la fusión de dos agujeros negros con masas de35+5
−3 tiempos y 30+3
−4veces la masa del Sol (en el marco de la fuente), lo que resulta en un agujero negro posterior a la fusión de62+4
−3masas solares. [1] : 6 La masa-energía de los desaparecidos Se irradiaron 3,0 ± 0,5 masas solares en forma de ondas gravitacionales. [3]

Durante los últimos 20 milisegundos de la fusión, el poder de las ondas gravitacionales radiadas alcanzó su punto máximo en aproximadamente 3,6 × 10 49  vatios o 526 dBm - 50 veces mayor [50] que la potencia combinada de toda la luz irradiada por todas las estrellas del universo observable . [3] [4] [15] [16]

A lo largo de la duración de 0,2 segundos de la señal detectable, la velocidad tangencial (orbital) relativa de los agujeros negros aumentó del 30% al 60% de la velocidad de la luz . La frecuencia orbital de 75 Hz (la mitad de la frecuencia de la onda gravitacional) significa que los objetos estaban orbitando entre sí a una distancia de solo 350 km cuando se fusionaron. Los cambios de fase en la polarización de la señal permitieron el cálculo de la frecuencia orbital de los objetos y, junto con la amplitud y el patrón de la señal, permitieron calcular sus masas y, por lo tanto, sus velocidades finales extremas y la separación orbital (distancia de separación) cuando se fusionaron. Esa información mostró que los objetos tenían que ser agujeros negros, ya que cualquier otro tipo de objeto conocido con estas masas habría sido físicamente más grande y, por lo tanto, se habría fusionado antes de ese punto, o no habría alcanzado tales velocidades en una órbita tan pequeña. La masa de estrella de neutrones más alta observada es de dos masas solares, con un límite superior conservador para la masa de una estrella de neutrones estable de tres masas solares, de modo que un par de estrellas de neutrones no habría tenido suficiente masa para explicar la fusión (a menos que exista existen alternativas, por ejemplo, estrellas de bosones ), [2] [3] mientras que un par de estrellas de neutrones y agujero negro se habría fusionado antes, lo que resultaría en una frecuencia orbital final que no era tan alta. [3]

La caída de la forma de onda después de que alcanzó su punto máximo fue consistente con las oscilaciones amortiguadas de un agujero negro mientras se relajaba hasta una configuración final fusionada. [3] Aunque el movimiento inspiral de los binarios compactos se puede describir bien a partir de cálculos post-Newtonianos , [51] la etapa de fusión de campo gravitacional fuerte sólo puede resolverse en generalidad completa mediante simulaciones de relatividad numérica a gran escala . [52] [53] [54]

En el modelo y análisis mejorado, se encuentra que el objeto posterior a la fusión es un agujero negro de Kerr giratorio con un parámetro de giro de0,68+0.05
−0.06, [1] es decir, uno con 2/3 del momento angular máximo posible para su masa.

Las dos estrellas que formaron los dos agujeros negros probablemente se formaron aproximadamente 2 mil millones de años después del Big Bang con masas de entre 40 y 100 veces la masa del Sol . [55] [56]

Ubicación en el cielo

Los instrumentos de ondas gravitacionales son monitores de todo el cielo con poca capacidad para resolver señales espacialmente. Se necesita una red de tales instrumentos para localizar la fuente en el cielo mediante triangulación . Con solo los dos instrumentos LIGO en modo de observación, la ubicación de la fuente de GW150914 solo podría limitarse a un arco en el cielo. Esto se hizo mediante el análisis de la6,9+0,5
−0,4ms de retardo de tiempo, junto con amplitud y consistencia de fase en ambos detectores. Este análisis produjo una región creíble de 150 grados 2 con una probabilidad del 50% o 610 grados 2 con una probabilidad del 90% ubicada principalmente en el hemisferio celeste sur , [2] : 7 : fig 4 en la dirección aproximada de (pero mucho más lejos que) las Nubes de Magallanes . [4] [11]

A modo de comparación, el área de la constelación de Orión es 594 grados 2 . [57]

Observación coincidente de rayos gamma

El telescopio espacial de rayos gamma Fermi informó que su instrumento Gamma-Ray Burst Monitor (GBM) detectó una ráfaga débil de rayos gamma por encima de 50 keV, comenzando 0.4 segundos después del evento LIGO y con una región de incertidumbre posicional superpuesta a la de la observación LIGO. El equipo de Fermi calculó las probabilidades de que tal evento sea el resultado de una coincidencia o ruido en un 0,22%. [58] Sin embargo, no se habría esperado un estallido de rayos gamma, y ​​las observaciones del instrumento SPI-ACS de todo el cielo del telescopio INTEGRAL indicaron que cualquier emisión de energía en rayos gamma y rayos X duros del evento fue menos de una millonésima parte de la energía emitida como ondas gravitacionales, lo que "excluye la posibilidad de que el evento esté asociado con una radiación sustancial de rayos gamma, dirigida hacia el observador". Si la señal observada por Fermi GBM fuera genuinamente astrofísica, INTEGRAL habría indicado una detección clara con un significado de 15 sigma por encima de la radiación de fondo. [59] El telescopio espacial AGILE tampoco detectó una contraparte de rayos gamma del evento. [60]

Un análisis de seguimiento realizado por un grupo independiente, publicado en junio de 2016, desarrolló un enfoque estadístico diferente para estimar el espectro del transitorio de rayos gamma. Concluyó que los datos de Fermi GBM no mostraban evidencia de un estallido de rayos gamma, y ​​era radiación de fondo o un albedo terrestre transitorio en una escala de tiempo de 1 segundo. [61] [62] Sin embargo, una refutación de este análisis de seguimiento señaló que el grupo independiente tergiversó el análisis del documento original de Fermi GBM Team y, por lo tanto, interpretó erróneamente los resultados del análisis original. La refutación reafirmó que la probabilidad de falsa coincidencia se calcula empíricamente y no es refutada por el análisis independiente. [63] [64]

No se espera que las fusiones de agujeros negros del tipo que se cree que han producido el evento de ondas gravitacionales produzcan estallidos de rayos gamma, ya que no se espera que los binarios de agujeros negros de masa estelar tengan grandes cantidades de materia en órbita. Avi Loeb ha teorizado que si una estrella masiva está girando rápidamente, la fuerza centrífuga producida durante su colapso conducirá a la formación de una barra giratoria que se rompe en dos grupos densos de materia con una configuración de mancuerna que se convierte en un agujero negro binario, y en al final del colapso de la estrella, se desencadena un estallido de rayos gamma. [65] [66] Loeb sugiere que el retardo de 0,4 segundos es el tiempo que tardó el estallido de rayos gamma en cruzar la estrella, en relación con las ondas gravitacionales. [66] [67]

Otras observaciones de seguimiento

El área de origen reconstruida fue blanco de observaciones de seguimiento que cubren de radio , ópticas , infrarrojo cercano , de rayos X , y rayos gamma longitudes de onda junto con búsquedas para coincidentes neutrinos . [2] Sin embargo, debido a que LIGO aún no había comenzado su carrera científica, el aviso a otros telescopios se retrasó. [ cita requerida ]

El telescopio ANTARES no detectó candidatos a neutrinos en ± 500 segundos de GW150914. El Observatorio de Neutrinos IceCube detectó tres candidatos a neutrinos dentro de ± 500 segundos de GW150914. Se encontró un evento en el cielo del sur y dos en el cielo del norte. Esto fue consistente con la expectativa de niveles de detección de fondo. Ninguno de los candidatos fue compatible con el área de confianza del 90% del evento de fusión. [68] Aunque no se detectaron neutrinos, la falta de tales observaciones proporcionó un límite en la emisión de neutrinos de este tipo de evento de ondas gravitacionales. [68]

Las observaciones de la misión Swift Gamma-Ray Burst de galaxias cercanas en la región de detección, dos días después del evento, no detectaron ninguna nueva fuente de rayos X, óptica o ultravioleta. [69]

Anuncio

Papel de anuncio GW150914 -
haga clic para acceder

El anuncio de la detección se realizó el 11 de febrero de 2016 [4] en una conferencia de prensa en Washington, DC por David Reitze , director ejecutivo de LIGO, [6] con un panel integrado por Gabriela González , Rainer Weiss y Kip Thorne , de LIGO. y France A. Córdova , directora de NSF . [4] Barry Barish realizó la primera presentación sobre este descubrimiento a una audiencia científica simultáneamente con el anuncio público. [70]

El artículo del anuncio inicial se publicó durante la conferencia de prensa en Physical Review Letters , [3] con otros artículos publicados poco después [19] o inmediatamente disponibles en forma preimpresa . [71]

premios y reconocimientos

En mayo de 2016, la colaboración completa, y en particular Ronald Drever , Kip Thorne y Rainer Weiss , recibieron el Premio Especial Avance en Física Fundamental por la observación de ondas gravitacionales. [72] Drever, Thorne, Weiss y el equipo de descubrimiento de LIGO también recibieron el Premio Gruber de Cosmología . [73] Drever, Thorne y Weiss también recibieron el Premio Shaw de Astronomía de 2016 [74] [75] y el Premio Kavli de Astrofísica de 2016 . [76] Barish recibió el premio Enrico Fermi 2016 de la Sociedad Italiana de Física (Società Italiana di Fisica). [77] En enero de 2017, la portavoz de LIGO Gabriela González y el equipo de LIGO recibieron el Premio Bruno Rossi 2017 . [78]

El Premio Nobel de Física 2017 fue otorgado a Rainer Weiss, Barry Barish y Kip Thorne "por contribuciones decisivas al detector LIGO y la observación de ondas gravitacionales". [79]

Se anunció que la observación inauguraba una era revolucionaria de la astronomía de ondas gravitacionales . [80] Antes de esta detección, los astrofísicos y cosmólogos pudieron realizar observaciones basadas en la radiación electromagnética (incluida la luz visible, rayos X, microondas, ondas de radio, rayos gamma) y entidades similares a partículas ( rayos cósmicos , vientos estelares , neutrinos , y así). Estos tienen limitaciones importantes: la luz y otras radiaciones pueden no ser emitidas por muchos tipos de objetos y también pueden oscurecerse u ocultarse detrás de otros objetos. Los objetos como las galaxias y las nebulosas también pueden absorber, reemitir o modificar la luz generada dentro o detrás de ellos, y las estrellas compactas o exóticas pueden contener material oscuro y silencioso, y como resultado hay poca evidencia de su presencia. que no sea a través de sus interacciones gravitacionales. [81] [82]

Expectativas para la detección de futuros eventos de fusiones binarias

El 15 de junio de 2016, el grupo LIGO anunció una observación de otra señal de onda gravitacional, llamada GW151226 . [83] Se predijo que el LIGO avanzado detectaría cinco fusiones de agujeros negros más como GW150914 en su próxima campaña de observación desde noviembre de 2016 hasta agosto de 2017 (resultaron ser siete ), y luego 40 fusiones de estrellas binarias cada año, además de una número desconocido de fuentes de ondas gravitacionales más exóticas, algunas de las cuales pueden no ser anticipadas por la teoría actual. [11]

Se espera que las actualizaciones planificadas dupliquen la relación señal-ruido , expandiendo el volumen de espacio en el que eventos como GW150914 pueden detectarse en un factor de diez. Además, Advanced Virgo, KAGRA y un posible tercer detector LIGO en India ampliarán la red y mejorarán significativamente la reconstrucción de la posición y la estimación de parámetros de las fuentes. [3]

La antena espacial de interferómetro láser (LISA) es una misión de observación espacial propuesta para detectar ondas gravitacionales. Con el rango de sensibilidad propuesto de LISA, la fusión de binarios como GW150914 sería detectable unos 1000 años antes de que se fusionen, proporcionando una clase de fuentes previamente desconocidas para este observatorio si existen dentro de unos 10 megaparsecs. [19] LISA Pathfinder , la misión de desarrollo de tecnología de LISA, se lanzó en diciembre de 2015 y demostró que la misión de LISA es factible. [84]

Un modelo actual predice que LIGO detectará aproximadamente 1000 fusiones de agujeros negros por año después de que alcance la sensibilidad total prevista para 2020. [55] [56]

Lecciones de evolución estelar y astrofísica

Las masas de los dos agujeros negros anteriores a la fusión proporcionan información sobre la evolución estelar . Ambos agujeros negros eran más masivos que los agujeros negros de masa estelar previamente descubiertos , que se infirieron a partir de observaciones binarias de rayos X. Esto implica que los vientos estelares de sus estrellas progenitoras deben haber sido relativamente débiles y, por lo tanto, la metalicidad (fracción de masa de elementos químicos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio) debe haber sido menos de aproximadamente la mitad del valor solar. [19]

El hecho de que los agujeros negros anteriores a la fusión estuvieran presentes en un sistema estelar binario , así como el hecho de que el sistema era lo suficientemente compacto como para fusionarse dentro de la edad del universo, limita la evolución de las estrellas binarias o los escenarios de formación dinámica , dependiendo de cómo se formó el binario del agujero negro. Un número significativo de agujeros negros debe recibir patadas natales bajas (la velocidad que gana un agujero negro en su formación en un evento de supernova de colapso del núcleo ), de lo contrario, el agujero negro que se forma en un sistema estelar binario sería expulsado y un evento como GW sería expulsado. prevenido. [19] La supervivencia de tales binarios, a través de fases de envoltura común de alta rotación en estrellas progenitoras masivas, puede ser necesaria para su supervivencia. [se necesita aclaración ] La mayoría de las últimas predicciones del modelo de agujero negro cumplen con estas restricciones adicionales. [ cita requerida ]

El descubrimiento del evento de fusión de GW aumenta el límite inferior de la tasa de tales eventos y descarta ciertos modelos teóricos que predecían tasas muy bajas de menos de 1 Gpc −3 año −1 (un evento por gigaparsec cúbico por año). [3] [19] El análisis resultó en la reducción de la tasa de límite superior anterior en eventos como GW150914 de ~ 140 Gpc −3 año −1 a17+39
−13 Gpc −3 años −1 . [85]

Impacto en la observación cosmológica futura

La medición de la forma de onda y la amplitud de las ondas gravitacionales de un evento de fusión de un agujero negro hace posible la determinación precisa de su distancia. La acumulación de datos de fusión de agujeros negros de eventos cosmológicamente distantes puede ayudar a crear modelos más precisos de la historia de la expansión del universo y la naturaleza de la energía oscura que influye en él. [86] [87]

El universo más antiguo es opaco ya que el cosmos era tan energético en ese entonces que la mayor parte de la materia estaba ionizada y los fotones se dispersaban por electrones libres. [88] Sin embargo, esta opacidad no afectaría a las ondas gravitacionales de ese momento, por lo que si ocurrieran en niveles lo suficientemente fuertes como para ser detectados a esta distancia, permitiría una ventana para observar el cosmos más allá del universo visible actual . Por lo tanto, la astronomía de ondas gravitacionales puede algún día permitir la observación directa de la historia más antigua del universo . [3] [18] [19] [20] [21]

Pruebas de relatividad general

Las propiedades fundamentales inferidas, masa y espín, del agujero negro posterior a la fusión fueron consistentes con las de los dos agujeros negros anteriores a la fusión, siguiendo las predicciones de la relatividad general. [7] [8] [9] Esta es la primera prueba de relatividad general en el régimen de campo muy fuerte . [3] [18] No se pudo establecer evidencia contra las predicciones de la relatividad general. [18]

En esta señal, la oportunidad fue limitada para investigar las interacciones de la relatividad general más complejas, como las colas producidas por las interacciones entre la onda gravitacional y el fondo curvo del espacio-tiempo. Aunque es una señal moderadamente fuerte, es mucho más pequeña que la producida por los sistemas de púlsares binarios. En el futuro, las señales más fuertes, junto con detectores más sensibles, podrían usarse para explorar las intrincadas interacciones de las ondas gravitacionales, así como para mejorar las restricciones sobre las desviaciones de la relatividad general. [18]

Velocidad de las ondas gravitacionales y límite de la posible masa de gravitón

La relatividad general predice que la velocidad de las ondas gravitacionales ( v g ) es la velocidad de la luz ( c ). [89] El alcance de cualquier desviación de esta relación se puede parametrizar en términos de la masa del gravitón hipotético . El gravitón es el nombre que se le da a una partícula elemental que actuaría como portadora de fuerza de la gravedad, en las teorías cuánticas sobre la gravedad . Se espera que no tenga masa si, como parece, la gravitación tiene un rango infinito. (Esto se debe a que cuanto más masivo es un bosón gauge , más corto es el rango de la fuerza asociada; al igual que con el rango infinito de electromagnetismo , que se debe al fotón sin masa , el rango infinito de gravedad implica que cualquier fuerza asociada portadora La partícula también sería sin masa). Si el gravitón no tuviera masa, las ondas gravitacionales se propagarían por debajo de la velocidad de la luz, siendo las frecuencias más bajas ( ƒ ) más lentas que las frecuencias más altas, lo que provocaría la dispersión de las ondas del evento de fusión. [18] No se observó tal dispersión. [18] [28] Las observaciones de la inspiración mejoran ligeramente (inferior) el límite superior de la masa del gravitón de las observaciones del Sistema Solar a2,1 × 10 −58  kg , correspondiente a1,2 × 10 −22  eV / c 2 o una longitud de onda Compton ( λ g ) superior a 10 13 km, aproximadamente 1 año luz. [3] [18] Usando la frecuencia más baja observada de 35 Hz, esto se traduce en un límite inferior en v g tal que el límite superior en 1- v g / c es ~ 4 × 10 −19 . [nota 5]

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  • Observatorio de ondas gravitacionales
  • Lista de observaciones de ondas gravitacionales

  1. ^ c 2 M ☉ es aproximadamente 1,8 × 10 3  enemigo ; 1,8 x 10 47  J ; 1,8 x 10 54  ergio ; 4,3 x 10 46  cal ; 1,7 x 10 44  BTU ; 5,0 × 10 40  kWh , o 4,3 × 10 37 toneladas de TNT .
  2. ^ La fase de ringdown es el asentamiento del agujero negro fusionado en una esfera. [10]
  3. ^ Diámetro de un protón ~ 1,68-1,74  femtometer (1,68 a 1,74 × 10 - 15 m); relación de protones / 1000/4000 m = ~ 4 × 10 - 22 ; grosor de un cabello humano ~ 0,02-0,04 milímetros (0,02-0,04 × 10 - 3 m); distancia a Proxima Centauri ~ 4.423 años luz (4.184 × 10 16  m); relación de pelo / distancia a la estrella = 5-10 × 10 - 22
  4. ↑ Dado que las ondas gravitacionales casi nunca interactúan con la materia, los efectos de las ondas gravitacionales en un ser humano ubicado a solo una UA del evento de fusión habrían sido extremadamente menores e inadvertidos. [17]
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  • Publicación de datos GW150914 por el LIGO Open Science Center
  • Modelado de ondas gravitacionales de GW150914 por el Instituto Max Planck de Física Gravitacional
  • "¡Primera detección!" (PDF) . Revista LIGO . No. 8. Marzo de 2016.
  • Video: conferencia de prensa sobre el descubrimiento GW150914 (71:29) de la National Science Foundation (11 de febrero de 2016)
  • Vídeo: "Los cazadores: la detección de ondas gravitacionales" (11:47) del Instituto Max Planck de Física Gravitacional (22 de febrero de 2016)
  • Vídeo: "LIGO Hears Gravitational Waves Einstein Predicted" (4:36) por Dennis Overbye , The New York Times (11 de febrero de 2016)