Observatorio de ondas gravitacionales

Un detector de ondas gravitacionales (utilizado en un observatorio de ondas gravitacionales ) es cualquier dispositivo diseñado para medir pequeñas distorsiones del espacio-tiempo llamadas ondas gravitacionales . Desde la década de 1960, se han construido y mejorado constantemente varios tipos de detectores de ondas gravitacionales. La generación actual de interferómetros láser ha alcanzado la sensibilidad necesaria para detectar ondas gravitacionales de fuentes astronómicas, formando así la herramienta principal de la astronomía de ondas gravitacionales .

Un diagrama esquemático de un interferómetro láser.

La primera detección directa de ondas gravitacionales realizada en 2015 por los observatorios Advanced LIGO , una hazaña que fue galardonada con el Premio Nobel de Física 2017 .

La detección directa de ondas gravitacionales se complica por el efecto extraordinariamente pequeño que producen las ondas en un detector. La amplitud de una onda esférica cae como la inversa de la distancia desde la fuente. Por lo tanto, incluso las ondas de sistemas extremos, como la fusión de agujeros negros binarios, mueren a una amplitud muy pequeña cuando llegan a la Tierra. Los astrofísicos predijeron que algunas ondas gravitacionales que pasan por la Tierra podrían producir un movimiento diferencial del orden de 10 a 18  m en un instrumento de tamaño LIGO . [1]

Un dispositivo simple para detectar el movimiento de onda esperado se llama antena de masa resonante: un cuerpo sólido de metal grande aislado de las vibraciones externas. Este tipo de instrumento fue el primer tipo de detector de ondas gravitacionales. Las tensiones en el espacio debidas a una onda gravitacional incidente excitan la frecuencia de resonancia del cuerpo y, por lo tanto, podrían amplificarse a niveles detectables. Posiblemente, una supernova cercana podría ser lo suficientemente fuerte como para ser vista sin amplificación resonante. Sin embargo, hasta 2018, no se había realizado ninguna observación de ondas gravitacionales que hubiera sido ampliamente aceptada por la comunidad de investigadores en ningún tipo de antena de masa resonante, a pesar de ciertas afirmaciones de observación por parte de los investigadores que operan las antenas. [ cita requerida ]

Se han construido tres tipos de antenas de masa resonante: antenas de barra a temperatura ambiente, antenas de barra enfriadas criogénicamente y antenas esféricas enfriadas criogénicamente.

El tipo más antiguo fue la antena en forma de barra a temperatura ambiente llamada barra Weber ; estos fueron dominantes en las décadas de 1960 y 1970 y muchos se construyeron en todo el mundo. Weber y algunos otros afirmaron a finales de la década de 1960 y principios de la de 1970 que estos dispositivos detectaban ondas gravitacionales; sin embargo, otros experimentadores no pudieron detectar ondas gravitacionales usándolas, y se llegó a un consenso de que las barras de Weber no serían un medio práctico para detectar ondas gravitacionales. [2]

La segunda generación de antenas de masa resonante, desarrolladas en las décadas de 1980 y 1990, fueron las antenas de barra criogénica, que a veces también se denominan barras Weber. En la década de 1990 hubo cinco grandes antenas criogénicos de barras: AURIGA (Padua, Italia), NAUTILUS (Roma, Italia), EXPLORER (CERN, Suiza), ALLEGRO (Luisiana, EEUU), Niobe (Perth, Australia). En 1997, estas cinco antenas administradas por cuatro grupos de investigación formaron la Colaboración Internacional de Eventos Gravitacionales (IGEC) para la colaboración. Si bien hubo varios casos de desviaciones inexplicables de la señal de fondo, no hubo casos confirmados de observación de ondas gravitacionales con estos detectores.

En la década de 1980 también había una antena de barra criogénica llamada ALTAIR , que junto con una antena de barra a temperatura ambiente llamada GEOGRAV se construyó en Italia como un prototipo de antenas de barra posteriores. Los operadores del detector GEOGRAV afirmaron haber observado ondas gravitacionales provenientes de la supernova SN1987A (junto con otra barra de temperatura ambiente de Weber), pero estas afirmaciones no fueron adoptadas por la comunidad en general.

Estas modernas formas criogénicas de la barra Weber operaban con dispositivos superconductores de interferencia cuántica para detectar vibraciones (ALLEGRO, por ejemplo). Algunos de ellos continuaron en funcionamiento después de que las antenas interferométricas comenzaron a alcanzar una sensibilidad astrofísica, como AURIGA, un detector de ondas gravitacionales de barra cilíndrica resonante ultracriogénica con sede en INFN en Italia. Los equipos de AURIGA y LIGO colaboraron en observaciones conjuntas. [3]

En la década de 2000, surgió la tercera generación de antenas de masa resonante, las antenas criogénicas esféricas. Se propusieron cuatro antenas esféricas alrededor del año 2000 y dos de ellas se construyeron como versiones reducidas, las otras se cancelaron. Las antenas propuestas eran GRAIL (Holanda, reducido a MiniGRAIL ), TIGA (EE.UU., pequeños prototipos hechos), SFERA (Italia) y Graviton (Brasil, reducido a Mario Schenberg ).

Las dos antenas reducidas, MiniGRAIL y Mario Schenberg , tienen un diseño similar y funcionan como un esfuerzo de colaboración. MiniGRAIL tiene su sede en la Universidad de Leiden y consiste en una esfera de 1,150 kg (2,540 lb) cuidadosamente mecanizada enfriada criogénicamente a 20 mK (-273,1300 ° C; -459,6340 ° F). [4] La configuración esférica permite la misma sensibilidad en todas las direcciones y es algo más simple experimentalmente que los dispositivos lineales más grandes que requieren alto vacío. Los eventos se detectan midiendo la deformación de la esfera del detector . MiniGRAIL es muy sensible en el rango de 2 a 4 kHz, adecuado para detectar ondas gravitacionales de inestabilidades de estrellas de neutrones en rotación o pequeñas fusiones de agujeros negros. [5]

Es el consenso actual que los detectores criogénicos de masa resonante actuales no son lo suficientemente sensibles para detectar nada más que ondas gravitacionales extremadamente poderosas (y por lo tanto muy raras). [ cita requerida ] A partir de 2020, no se ha producido ninguna detección de ondas gravitacionales por antenas resonantes criogénicas.

Operación simplificada de un observatorio de ondas gravitacionales
Figura 1 : Un divisor de haz (línea verde) divide la luz coherente (de la caja blanca) en dos haces que se reflejan en los espejos (oblongos cian); solo se muestra un rayo saliente y reflejado en cada brazo, y se separa para mayor claridad. Los rayos reflejados se recombinan y se detecta un patrón de interferencia (círculo púrpura).
Figura 2 : Una onda gravitacional que pasa sobre el brazo izquierdo (amarillo) cambia su longitud y por lo tanto el patrón de interferencia.

Un detector más sensible utiliza interferometría láser para medir el movimiento inducido por ondas gravitacionales entre masas "libres" separadas. [6] Esto permite que las masas estén separadas por grandes distancias (aumentando el tamaño de la señal); una ventaja adicional es que es sensible a una amplia gama de frecuencias (no solo a aquellas cercanas a una resonancia como es el caso de las barras Weber). Los interferómetros terrestres ya están operativos. Actualmente, el más sensible es LIGO , el Observatorio de ondas gravitacionales con interferómetro láser. LIGO tiene dos detectores: uno en Livingston, Louisiana ; el otro en el sitio de Hanford en Richland, Washington . Cada uno consta de dos brazos de almacenamiento de luz de 4 km de longitud. Estos están en ángulos de 90 grados entre sí, con la luz pasando a través de tubos de vacío de 1 m (3 pies 3 pulgadas) de diámetro que recorren los 4 kilómetros completos (2,5 millas). Una onda gravitacional pasajera estirará ligeramente un brazo mientras acorta el otro. Este es precisamente el movimiento al que es más sensible un interferómetro de Michelson. [ cita requerida ]

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  metros. LIGO debería poder detectar ondas gravitacionales tan pequeñas como. Las actualizaciones a LIGO y otros detectores como VIRGO , GEO 600 y TAMA 300 deberían aumentar aún más la sensibilidad; la próxima generación de instrumentos (Advanced LIGO Plus y Advanced Virgo Plus) tendrá un factor de algunos más sensibles. Otro interferómetro de alta sensibilidad ( KAGRA ) comenzó a funcionar en 2020. [7] [8] Un punto clave es que un aumento de diez veces en la sensibilidad (radio de "alcance") aumenta en mil el volumen de espacio accesible al instrumento. Esto aumenta la velocidad a la que deben verse las señales detectables de una por decenas de años de observación a decenas por año.

Los detectores interferométricos están limitados a altas frecuencias por ruido de disparo , que ocurre porque los láseres producen fotones al azar; 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, provocando fluctuaciones alrededor del valor promedio. Esto genera ruido en la salida del detector, muy parecido a la estática de radio. Además, para una potencia láser suficientemente alta, el impulso aleatorio transferido a las masas de prueba por los fotones láser sacude los espejos, enmascarando las señales a bajas frecuencias. El ruido térmico (p. Ej., Movimiento browniano ) es otro límite de la sensibilidad. Además de estas fuentes de ruido "estacionarias" (constantes), todos los detectores terrestres también están limitados a bajas frecuencias por ruido sísmico y otras formas de vibración ambiental, y otras fuentes de ruido "no estacionarias"; Los crujidos en estructuras mecánicas, relámpagos u otras perturbaciones eléctricas importantes, etc. también pueden crear ruido enmascarando un evento o incluso pueden imitar un evento. Todos estos deben tenerse en cuenta y excluirse mediante análisis antes de que una detección pueda considerarse un verdadero evento de ondas gravitacionales.

También se están desarrollando interferómetros espaciales, como LISA y DECIGO . El diseño de LISA requiere tres masas de prueba que formen un triángulo equilátero, con láseres de cada nave espacial a cada una de las otras naves espaciales formando dos interferómetros independientes. Se planea que LISA ocupe una órbita solar siguiendo la Tierra, con cada brazo del triángulo de cinco millones de kilómetros. Esto coloca al detector en un excelente vacío lejos de las fuentes de ruido terrestres, aunque seguirá siendo susceptible al ruido de los disparos, así como a los artefactos causados ​​por los rayos cósmicos y el viento solar .

Einstein @ Inicio

En cierto sentido, las señales más fáciles de detectar deberían ser fuentes constantes. Las fusiones de supernovas y estrellas de neutrones o agujeros negros deberían tener amplitudes mayores y ser más interesantes, pero las ondas generadas serán más complicadas. Las ondas emitidas por una estrella de neutrones con baches y que gira serían " monocromáticas ", como un tono puro en acústica . No cambiaría mucho en amplitud o frecuencia.

El proyecto Einstein @ Home es un proyecto de computación distribuida similar a SETI @ home destinado a detectar este tipo de onda gravitacional simple. Al tomar datos de LIGO y GEO, y enviarlos en pequeños fragmentos a miles de voluntarios para que los analicen en paralelo en sus computadoras personales, Einstein @ Home puede examinar los datos mucho más rápido de lo que sería posible de otra manera. [9]

Un enfoque diferente para la detección de ondas gravitacionales es el que utilizan las matrices de temporización de púlsar , como la European Pulsar Timing Array , [10] el North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves , [11] y la Parkes Pulsar Timing Array . [12] Estos proyectos proponen detectar ondas gravitacionales al observar el efecto que estas ondas tienen en las señales entrantes de una matriz de 20 a 50 púlsares de milisegundos bien conocidos . A medida que una onda gravitacional que atraviesa la Tierra contrae el espacio en una dirección y expande el espacio en otra, los tiempos de llegada de las señales de púlsar desde esas direcciones se desplazan en consecuencia. Al estudiar un conjunto fijo de púlsares en el cielo, estas matrices deberían poder detectar ondas gravitacionales en el rango de nanohercios. Se espera que estas señales sean emitidas por pares de agujeros negros supermasivos que se fusionan. [13]

El fondo cósmico de microondas, la radiación que quedó de cuando el Universo se enfrió lo suficiente como para que se formaran los primeros átomos , puede contener la huella de ondas gravitacionales del Universo muy temprano . La radiación de microondas está polarizada. El patrón de polarización se puede dividir en dos clases llamadas modos E y modos B. Esto es análogo a la electrostática donde el campo eléctrico (campo E ) tiene un rizo que se desvanece y el campo magnético (campo B ) tiene una divergencia que se desvanece . Los E -modes pueden ser creados por una variedad de procesos, pero los B -modes sólo pueden ser producidos por las lentes gravitacionales , ondas gravitacionales , o de dispersión de polvo .

El 17 de marzo de 2014, los astrónomos del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica anunciaron la aparente detección de ondas gravitacionales impresas en el fondo cósmico de microondas , lo que, si se confirma, proporcionaría una fuerte evidencia de la inflación y el Big Bang . [14] [15] [16] [17] Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se notificó una disminución de la confianza en la confirmación de los hallazgos; [18] [19] [20] y el 19 de septiembre de 2014, la confianza disminuyó aún más. [21] [22] Finalmente, el 30 de enero de 2015, la Agencia Espacial Europea anunció que la señal puede atribuirse por completo al polvo de la Vía Láctea. [23]

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Interferometría atómica.

Actualmente hay dos detectores que se enfocan en detecciones en el extremo superior del espectro de ondas gravitacionales (10 −7 a 10 5 Hz) [ cita requerida ] : uno en la Universidad de Birmingham , Inglaterra, y el otro en INFN Génova, Italia. Un tercero está en desarrollo en la Universidad de Chongqing , China. El detector de Birmingham mide los cambios en el estado de polarización de un haz de microondas que circula en un circuito cerrado de aproximadamente un metro de ancho. Se han fabricado dos y actualmente se espera que sean sensibles a las tensiones periódicas del espacio-tiempo, 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 sensibilidad a las tensiones espaciotemporales periódicas de, con la expectativa de alcanzar una sensibilidad de . El detector de la Universidad de Chongqing está planeado para detectar ondas gravitacionales de alta frecuencia reliquia con los parámetros típicos predichos ~ 10 10 Hz (10 GHz) y h ~ 10 −30 a 10 −31 .

El detector de sensor levitado es un detector propuesto para ondas gravitacionales con una frecuencia entre 10 kHz y 300 kHz, que potencialmente provienen de agujeros negros primordiales . [24] Utilizará partículas dieléctricas levitadas ópticamente en una cavidad óptica. [25]

Una antena de barra de torsión (TOBA) es un diseño propuesto compuesto por dos barras largas y delgadas, suspendidas como péndulas de torsión en forma de cruz, en las que el ángulo diferencial es sensible a las fuerzas de las ondas gravitacionales de las mareas.

También se han propuesto y se están desarrollando detectores basados ​​en ondas de materia ( interferómetros atómicos ). [26] [27] Ha habido propuestas desde principios de la década de 2000. [28] Se propone la interferometría atómica para ampliar el ancho de banda de detección en la banda infrasónica (10 mHz - 10 Hz), [29] [30] donde los detectores terrestres actuales están limitados por el ruido de gravedad de baja frecuencia. [31] Un proyecto de demostración llamado Antena de gravitación de interferómetro basada en láser de onda de materia (MIGA) comenzó a construirse en 2018 en el entorno subterráneo de LSBB (Rustrel, Francia). [32]

Lista de detectores de ondas gravitacionales

Curvas de ruido para una selección de detectores en función de la frecuencia. También se muestra la cepa característica de las posibles fuentes astrofísicas. Para que sea detectable, la tensión característica de una señal debe estar por encima de la curva de ruido. [33]

Detectores de masa resonante

  • Primera generación [34]
    • Weber bar (años 60 y 80)
  • Segunda generación [34]
    • EXPLORADOR (CERN, 1985-)
    • GEOGRAV (Roma, años 80-)
    • ALTAIR (Frascati, 1990-)
    • ALLEGRO (Baton Rouge, 1991-2008)
    • NIOBE (Perth, 1993-)
    • NAUTILUS (Roma, 1995-)
    • AURIGA (Padua, 1997-)
  • Tercera generación
    • Mario Schenberg (São Paulo, 2003-)
    • MiniGrail (Leiden, 2003-)

Interferómetros

Los detectores interferométricos de ondas gravitacionales a menudo se agrupan en generaciones según la tecnología utilizada. [35] [36] Los detectores interferométricos desplegados en las décadas de 1990 y 2000 estaban probando la base de muchas de las tecnologías fundamentales necesarias para la detección inicial y se les conoce comúnmente como la primera generación. [36] [35] La segunda generación de detectores que operaron en la década de 2010, principalmente en las mismas instalaciones como LIGO y VIRGO, mejoró estos diseños con técnicas sofisticadas como espejos criogénicos y la inyección de vacío comprimido. [36] Esto llevó a la primera detección inequívoca de una onda gravitacional por Advanced LIGO en 2015. La tercera generación de detectores se encuentra actualmente en la fase de planificación y busca mejorar sobre la segunda generación al lograr una mayor sensibilidad de detección y un rango más amplio de accesos frecuencias. Todos estos experimentos involucran muchas tecnologías en continuo desarrollo durante varias décadas, por lo que la categorización por generación es necesariamente solo aproximada.

  • Primera generación
    • (1995) TAMA 300
    • (1995) GEO 600
    • (2002) LIGO
    • (2006) CLIO
    • (2007) Interferómetro Virgo
  • Segunda generación
    • (2010) GEO de alta frecuencia [37] [36]
    • (2015) LIGO avanzado [36]
    • (2016) Virgo avanzado [36]
    • (2019) KAGRA (LCGT) [36]
    • (2023) IndIGO (LIGO-India) [38]
    • ( desaparecido ) AIGO [36]
  • Tercera generación
    • (Década de 2030) Telescopio de Einstein
    • (Década de 2030) Explorador cósmico
  • Basado en el espacio
    • (2035) TianQin
    • (¿2030?) Taiji (observatorio de ondas gravitacionales)
    • (2027) Interferómetro Deci-hertz Observatorio de ondas gravitacionales (DECIGO)
    • (2034) Antena espacial de interferómetro láser ( Lisa Pathfinder , una misión de desarrollo, se lanzó en diciembre de 2015)

Sincronización del pulsar

  • (2005) Matriz de temporización de púlsar internacional

  • Teoría de la detección
  • Astronomía de ondas gravitacionales
  • Filtro coincidente

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  • Video (04:36) - Detectando una onda gravitacional , Dennis Overbye , NYT (11 de febrero de 2016).
  • Video (71:29) - Conferencia de prensa para anunciar el descubrimiento: "LIGO detecta ondas gravitacionales" , National Science Foundation (11 de febrero de 2016).