Onda gravitacional

Las ondas gravitacionales son perturbaciones en la curvatura del espacio-tiempo , generadas por masas aceleradas, que se propagan como ondas hacia afuera desde su fuente a la velocidad de la luz . Fueron propuestos por Henri Poincaré en 1905 [1] y posteriormente predichos en 1916 [2] [3] por Albert Einstein sobre la base de su teoría general de la relatividad . [4] [5] Las ondas gravitacionales transportan energía como radiación gravitacional , una forma de energía radiante similar a la radiación electromagnética . [6] La ley de Newton de la gravitación universal , que forma parte de la mecánica clásica , no prevé su existencia, ya que esa ley se basa en el supuesto de que las interacciones físicas se propagan instantáneamente (a una velocidad infinita), lo que muestra una de las formas en que los métodos de la física clásica son incapaces de hacerlo. explicar los fenómenos asociados con la relatividad.

"> Archivo: Espacio deformado y tiempo alrededor de la colisión de agujeros negros (cortesía del laboratorio Caltech-MIT-LIGO, producido por el proyecto SXS) .webmReproducir medios
Simulación de la colisión de dos agujeros negros. Además de formar pozos de gravedad profundos y fusionarse en un solo agujero negro más grande, las ondas gravitacionales se propagarán hacia afuera a medida que los agujeros negros giran uno al lado del otro.

La primera evidencia indirecta de la existencia de ondas gravitacionales provino de la desintegración orbital observada del púlsar binario de Hulse-Taylor , que coincidió con la desintegración predicha por la relatividad general a medida que la energía se pierde por la radiación gravitacional. En 1993, Russell A. Hulse y Joseph Hooton Taylor Jr. recibieron el Premio Nobel de Física por este descubrimiento. La primera observación directa de ondas gravitacionales no se realizó hasta 2015, cuando los detectores de ondas gravitacionales LIGO en Livingston y Hanford recibieron una señal generada por la fusión de dos agujeros negros . El Premio Nobel de Física de 2017 se otorgó posteriormente a Rainer Weiss , Kip Thorne y Barry Barish por su papel en la detección directa de ondas gravitacionales.

En astronomía de ondas gravitacionales , las observaciones de ondas gravitacionales se utilizan para inferir datos sobre las fuentes de ondas gravitacionales. Las fuentes que pueden estudiarse de esta manera incluyen sistemas estelares binarios compuestos por enanas blancas , estrellas de neutrones y agujeros negros ; y eventos como las supernovas y la formación del universo temprano poco después del Big Bang .

En la teoría general de la relatividad de Einstein , la gravedad se trata como un fenómeno resultante de la curvatura del espacio-tiempo . Esta curvatura es causada por la presencia de masa . Generalmente, cuanta más masa esté contenida dentro de un volumen dado de espacio, mayor será la curvatura del espacio-tiempo en el límite de su volumen. [7] A medida que los objetos con masa se mueven en el espacio-tiempo, la curvatura cambia para reflejar las ubicaciones cambiadas de esos objetos. En determinadas circunstancias , los objetos en aceleración generan cambios en esta curvatura, que se propagan hacia el exterior a la velocidad de la luz en forma de onda. Estos fenómenos de propagación se conocen como ondas gravitacionales.

Cuando una onda gravitacional pasa por un observador, ese observador encontrará el espacio-tiempo distorsionado por los efectos de la tensión . Las distancias entre los objetos aumentan y disminuyen rítmicamente a medida que pasa la onda, a una frecuencia igual a la de la onda. La magnitud de este efecto disminuye en proporción a la distancia inversa desde la fuente. [8] : 227 Inspiraling estrellas de neutrones binarias se prevé que sea una poderosa fuente de ondas gravitacionales, ya que se unen, debido a la gran aceleración de sus masas a medida que orbitan cerca uno del otro. Sin embargo, debido a las distancias astronómicas a estas fuentes, se predice que los efectos cuando se miden en la Tierra serán muy pequeños, con deformaciones de menos de 1 parte en 10 20 . Los científicos han demostrado la existencia de estas ondas con detectores cada vez más sensibles. El detector más sensible logró la tarea al poseer una medición de sensibilidad de aproximadamente una parte en5 × 10 22 (a partir de 2012) proporcionada por los observatorios LIGO y VIRGO . [9] La ESA está desarrollando actualmente un observatorio basado en el espacio, la Antena espacial de interferómetro láser .

Onda gravitacional linealmente polarizada

Las ondas gravitacionales pueden penetrar regiones del espacio que las ondas electromagnéticas no pueden. Permiten la observación de la fusión de agujeros negros y posiblemente otros objetos exóticos en el Universo distante. Estos sistemas no pueden observarse con medios más tradicionales, como los telescopios ópticos o los radiotelescopios , por lo que la astronomía de ondas gravitacionales ofrece nuevos conocimientos sobre el funcionamiento del Universo. En particular, las ondas gravitacionales podrían ser de interés para los cosmólogos, ya que ofrecen una forma posible de observar el Universo primitivo. Esto no es posible con la astronomía convencional, ya que antes de la recombinación el Universo era opaco a la radiación electromagnética. [10] Las mediciones precisas de ondas gravitacionales también permitirán a los científicos probar más a fondo la teoría general de la relatividad.

En principio, las ondas gravitacionales pueden existir en cualquier frecuencia. Sin embargo, las ondas de muy baja frecuencia serían imposibles de detectar y tampoco existe una fuente creíble de ondas detectables de muy alta frecuencia. Stephen Hawking y Werner Israel enumeran diferentes bandas de frecuencia para ondas gravitacionales que podrían detectarse de manera plausible, que van desde 10 −7 Hz hasta 10 11 Hz. [11]

En diciembre de 2012, un equipo de investigación en China anunció que había producido mediciones del desfase de las mareas terrestres durante la luna llena y la luna nueva, que parecen demostrar que la velocidad de la gravedad es igual a la velocidad de la luz. [12] Esto significa que si el Sol desapareciera repentinamente, la Tierra seguiría orbitando normalmente durante 8 minutos, que es el tiempo que tarda la luz en viajar esa distancia. Los hallazgos del equipo se publicaron en el Chinese Science Bulletin en febrero de 2013. [13]

En octubre de 2017, los detectores LIGO y Virgo recibieron señales de ondas gravitacionales en 2 segundos de los satélites de rayos gamma y los telescopios ópticos que veían señales desde la misma dirección. Esto confirmó que la velocidad de las ondas gravitacionales era la misma que la velocidad de la luz. [14]

Se supone que las ondas gravitacionales primordiales surgen de la inflación cósmica , una expansión más rápida que la luz justo después del Big Bang (2014). [15] [16] [17]

La posibilidad de ondas gravitacionales fue discutida en 1893 por Oliver Heaviside usando la analogía entre la ley del cuadrado inverso en la gravitación y la electricidad. [18] En 1905, Henri Poincaré propuso ondas gravitacionales, que emanan de un cuerpo y se propagan a la velocidad de la luz, como lo requieren las transformaciones de Lorentz [19] y sugirió que, en analogía con una carga eléctrica acelerada que produce ondas electromagnéticas , se aceleró las masas en una teoría de campo relativista de la gravedad deberían producir ondas gravitacionales. [20] [21] Cuando Einstein publicó su teoría general de la relatividad en 1915, era escéptico de la idea de Poincaré ya que la teoría implicaba que no había "dipolos gravitacionales". No obstante, siguió persiguiendo la idea y, basándose en varias aproximaciones, llegó a la conclusión de que, de hecho, debe haber tres tipos de ondas gravitacionales (denominadas longitudinal-longitudinal, transversal-longitudinal y transversal-transversal por Hermann Weyl ). [21]

Sin embargo, la naturaleza de las aproximaciones de Einstein llevó a muchos (incluido el propio Einstein) a dudar del resultado. En 1922, Arthur Eddington demostró que dos de los tipos de ondas de Einstein eran artefactos del sistema de coordenadas que usaba, y que podían propagarse a cualquier velocidad eligiendo las coordenadas adecuadas, lo que llevó a Eddington a bromear de que "se propagan a la velocidad del pensamiento". . [22] : 72 Esto también arroja dudas sobre la fisicalidad del tercer tipo (transversal-transversal) que Eddington mostró que siempre se propaga a la velocidad de la luz independientemente del sistema de coordenadas. En 1936, Einstein y Nathan Rosen enviaron un artículo a Physical Review en el que afirmaban que las ondas gravitacionales no podían existir en la teoría de la relatividad general completa porque cualquier solución de este tipo de las ecuaciones de campo tendría una singularidad. La revista envió su manuscrito para que lo revisara Howard P. Robertson , quien informó de forma anónima que las singularidades en cuestión eran simplemente las singularidades coordinadas inofensivas de las coordenadas cilíndricas empleadas. Einstein, que no estaba familiarizado con el concepto de revisión por pares, retiró enojado el manuscrito para no volver a publicarlo en Physical Review . No obstante, su asistente Leopold Infeld , que había estado en contacto con Robertson, convenció a Einstein de que la crítica era correcta, y el artículo se reescribió con la conclusión opuesta y se publicó en otro lugar. [21] [22] : 79ff En 1956, Felix Pirani remedió la confusión causada por el uso de varios sistemas de coordenadas reformulando las ondas gravitacionales en términos del tensor de curvatura de Riemann manifiestamente observable .

En ese momento, el trabajo de Pirani fue mayormente ignorado porque la comunidad estaba enfocada en una pregunta diferente: si las ondas gravitacionales podían transmitir energía . Este asunto se resolvió mediante un experimento mental propuesto por Richard Feynman durante la primera conferencia "GR" en Chapel Hill en 1957. En resumen, su argumento conocido como el " argumento de las cuentas pegajosas " señala que si uno toma una vara con cuentas, entonces el efecto de una onda gravitacional pasajera sería mover las cuentas a lo largo de la varilla; la fricción produciría entonces calor, lo que implica que la onda que pasa ha funcionado . Poco después, Hermann Bondi , un ex escéptico de las ondas gravitacionales, publicó una versión detallada del "argumento de la cuenta pegajosa". [21]

Después de la conferencia de Chapel Hill, Joseph Weber comenzó a diseñar y construir los primeros detectores de ondas gravitacionales ahora conocidos como barras Weber . En 1969, Weber afirmó haber detectado las primeras ondas gravitacionales, y para 1970 estaba "detectando" señales regularmente del Centro Galáctico ; sin embargo, la frecuencia de detección pronto generó dudas sobre la validez de sus observaciones, ya que la tasa implícita de pérdida de energía de la Vía Láctea drenaría nuestra galaxia de energía en una escala de tiempo mucho más corta que su edad inferida. Estas dudas se fortalecieron cuando, a mediados de la década de 1970, los experimentos repetidos de otros grupos que construían sus propios bares Weber en todo el mundo no lograron encontrar ninguna señal, y a fines de la década de 1970, el consenso general era que los resultados de Weber eran espurios. [21]

En el mismo período, se descubrió la primera evidencia indirecta de ondas gravitacionales. En 1974, Russell Alan Hulse y Joseph Hooton Taylor, Jr. descubrieron el primer púlsar binario , que les valió el Premio Nobel de Física en 1993 . [23] Las observaciones de la sincronización del pulsar durante la próxima década mostraron una desintegración gradual del período orbital del púlsar de Hulse-Taylor que coincidió con la pérdida de energía y momento angular en la radiación gravitacional predicha por la relatividad general. [24] [25] [21]

Esta detección indirecta de ondas gravitacionales motivó nuevas búsquedas, a pesar del desacreditado resultado de Weber. Algunos grupos continuaron mejorando el concepto original de Weber, mientras que otros persiguieron la detección de ondas gravitacionales utilizando interferómetros láser. La idea de utilizar un interferómetro láser para esto parece haber sido planteada de forma independiente por varias personas, incluidos ME Gertsenshtein y VI Pustovoit en 1962, [26] y Vladimir B. Braginskiĭ en 1966. Los primeros prototipos fueron desarrollados en la década de 1970 por Robert L Delantero y Rainer Weiss. [27] [28] En las décadas siguientes, se construyeron instrumentos cada vez más sensibles, que culminaron con la construcción de GEO600 , LIGO y Virgo . [21]

Después de años de producir resultados nulos, los detectores mejorados comenzaron a funcionar en 2015. El 11 de febrero de 2016, las colaboraciones LIGO-Virgo anunciaron la primera observación de ondas gravitacionales , [29] [30] [31] [32] de una señal (apodada GW150914 ) detectó a las 09:50:45 GMT del 14 de septiembre de 2015 de dos agujeros negros con masas de 29 y 36 masas solares fusionándose a unos 1.300 millones de años luz de distancia. Durante la última fracción de segundo de la fusión, liberó más de 50 veces el poder de todas las estrellas del universo observable combinadas. [33] La señal aumentó en frecuencia de 35 a 250 Hz durante 10 ciclos (5 órbitas) a medida que aumentaba su fuerza durante un período de 0,2 segundos. [30] La masa del nuevo agujero negro fusionado era de 62 masas solares. La energía equivalente a tres masas solares se emitió en forma de ondas gravitacionales. [34] La señal fue vista por ambos detectores LIGO en Livingston y Hanford, con una diferencia de tiempo de 7 milisegundos debido al ángulo entre los dos detectores y la fuente. La señal vino del hemisferio celeste sur , en la dirección aproximada de (pero mucho más lejos que) las Nubes de Magallanes . [32] El nivel de confianza de que esto sea una observación de ondas gravitacionales fue del 99,99994%. [34]

Un año antes, el BICEP2 afirmó que había detectado la huella de ondas gravitacionales en el fondo cósmico de microondas . Sin embargo, más tarde se vieron obligados a retractarse de este resultado. [15] [16] [35] [36]

En 2017, el Premio Nobel de Física fue otorgado a Rainer Weiss , Kip Thorne y Barry Barish por su papel en la detección de ondas gravitacionales. [37] [38] [39]

El efecto de una onda gravitacional polarizada positiva en un anillo de partículas
El efecto de una onda gravitacional con polarización cruzada en un anillo de partículas.

Las ondas gravitacionales pasan constantemente por la Tierra ; sin embargo, incluso los más fuertes tienen un efecto minúsculo y sus fuentes generalmente se encuentran a gran distancia. Por ejemplo, las ondas emitidas por la cataclísmica fusión final de GW150914 llegaron a la Tierra después de viajar más de mil millones de años luz , como una onda en el espacio-tiempo que cambió la longitud de un brazo LIGO de 4 km en una milésima del ancho de un protón . proporcionalmente equivalente a cambiar la distancia a la estrella más cercana fuera del Sistema Solar por el ancho de un cabello. [40] Este pequeño efecto de las ondas gravitacionales incluso extremas las hace observables en la Tierra solo con los detectores más sofisticados.

Los efectos de una onda gravitacional pasajera, en una forma extremadamente exagerada, se pueden visualizar imaginando una región perfectamente plana del espacio-tiempo con un grupo de partículas de prueba inmóviles que se encuentran en un plano, por ejemplo, la superficie de una pantalla de computadora. A medida que una onda gravitacional pasa a través de las partículas a lo largo de una línea perpendicular al plano de las partículas, es decir, siguiendo la línea de visión del observador hacia la pantalla, las partículas seguirán la distorsión en el espacio-tiempo, oscilando de manera " cruciforme ", como se muestra en las animaciones. El área encerrada por las partículas de prueba no cambia y no hay movimiento a lo largo de la dirección de propagación. [ cita requerida ]

Las oscilaciones representadas en la animación son exageradas para el propósito de discusión; en realidad, una onda gravitacional tiene una amplitud muy pequeña (como se formula en gravedad lineal ). Sin embargo, ayudan a ilustrar el tipo de oscilaciones asociadas con las ondas gravitacionales producidas por un par de masas en una órbita circular . En este caso, la amplitud de la onda gravitacional es constante, pero su plano de polarización cambia o gira al doble de la velocidad orbital, por lo que el tamaño de la onda gravitacional variable en el tiempo, o 'deformación periódica del espacio-tiempo', exhibe una variación como se muestra en la animación. . [41] Si la órbita de las masas es elíptica, la amplitud de la onda gravitacional también varía con el tiempo de acuerdo con la fórmula del cuadrupolo de Einstein . [3]

Al igual que con otras ondas , hay una serie de características que se utilizan para describir una onda gravitacional:

  • Amplitud: generalmente se denota h , este es el tamaño de la onda, la fracción de estiramiento o contracción en la animación. La amplitud que se muestra aquí es aproximadamente h = 0.5 (o 50%). Las ondas gravitacionales que atraviesan la Tierra son sextillones de veces más débiles que esto: h  ≈ 10 −20 .
  • Frecuencia : generalmente denotada como f , esta es la frecuencia con la que oscila la onda (1 dividido por la cantidad de tiempo entre dos estiramientos o apretones máximos sucesivos)
  • Longitud de onda : generalmente se denota como λ , esta es la distancia a lo largo de la onda entre los puntos de máxima extensión o compresión.
  • Velocidad : es la velocidad a la que viaja un punto de la ola (por ejemplo, un punto de máximo estiramiento o compresión). Para ondas gravitacionales con pequeñas amplitudes, esta velocidad de onda es igual a la velocidad de la luz ( c ).

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

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

El espectro de ondas gravitacionales con fuentes y detectores. Crédito: Centro de vuelos espaciales Goddard de la NASA [42]

En términos generales, las ondas gravitacionales son irradiadas por objetos cuyo movimiento implica aceleración y su cambio, siempre que el movimiento no sea perfectamente simétrico esféricamente (como una esfera en expansión o contracción) o simétrico rotacionalmente (como un disco o esfera giratoria). Un ejemplo simple de este principio es una mancuerna giratoria . Si la mancuerna gira alrededor de su eje de simetría, no irradiará ondas gravitacionales; si cae de un extremo a otro, como en el caso de dos planetas orbitando entre sí, irradiará ondas gravitacionales. Cuanto más pesada sea la mancuerna y más rápido se caiga, mayor será la radiación gravitacional que emitirá. En un caso extremo, como cuando los dos pesos de la mancuerna son estrellas masivas como estrellas de neutrones o agujeros negros, orbitando rápidamente entre sí, se emitirían cantidades significativas de radiación gravitacional.

Algunos ejemplos más detallados:

  • Dos objetos que orbitan entre sí, como un planeta que orbita alrededor del Sol, se irradian.
  • Un planetoide giratorio no simétrico, por ejemplo, con una protuberancia grande o un hoyuelo en el ecuador , irradiará.
  • Una supernova se irradian excepto en el caso improbable de que la explosión es perfectamente simétrica.
  • Un objeto sólido aislado que no gira y que se mueve a velocidad constante no irradiará. Esto puede considerarse una consecuencia del principio de conservación del momento lineal .
  • Un disco giratorio no irradiará. Esto puede considerarse una consecuencia del principio de conservación del momento angular . Sin embargo, se mostrará gravitomagnético efectos.
  • Una estrella esférica pulsante esférica (momento o masa monopolo distinto de cero , pero momento cuadripolar cero) no irradiará, de acuerdo con el teorema de Birkhoff .

Más técnicamente, la segunda derivada temporal del momento cuadripolo (o la l -ésima derivada temporal del l -ésimo momento multipolar ) del tensor de tensión-energía de un sistema aislado debe ser distinta de cero para que emita radiación gravitacional. Esto es análogo al momento dipolar cambiante de carga o corriente que es necesario para la emisión de radiación electromagnética .

Binarios

Dos estrellas de masa diferente se encuentran en órbitas circulares . Cada uno gira alrededor de su centro de masa común (indicado por la pequeña cruz roja) en un círculo con la masa más grande que tiene la órbita más pequeña.
Dos estrellas de masa similar en órbitas circulares alrededor de su centro de masa
Dos estrellas de masa similar en órbitas muy elípticas alrededor de su centro de masa

Las ondas gravitacionales alejan la energía de sus fuentes y, en el caso de los cuerpos en órbita, esto se asocia con una espiral o disminución de la órbita. [43] [44] Imagine, por ejemplo, un sistema simple de dos masas, como el sistema Tierra-Sol, que se mueve lentamente en comparación con la velocidad de la luz en órbitas circulares. Suponga que estas dos masas se orbitan entre sí en una órbita circular en el plano x - y . Para una buena aproximación, las masas siguen órbitas keplerianas simples . Sin embargo, tal órbita representa un momento cuadrupolo cambiante . Es decir, el sistema emitirá ondas gravitacionales.

En teoría, la pérdida de energía a través de la radiación gravitacional podría eventualmente dejar caer la Tierra hacia el Sol . Sin embargo, la energía total de la Tierra en órbita alrededor del Sol ( energía cinética + energía potencial gravitacional ) es de aproximadamente 1,14 × 10 36 julios, de los cuales solo 200 vatios (julios por segundo) se pierden a través de la radiación gravitacional, lo que lleva a una disminución en la órbita por aproximadamente 1 × 10 - 15 metros por día o aproximadamente el diámetro de un protón . A este ritmo, la Tierra tardaría aproximadamente 1 × 10 13 veces más que la edad actual del Universo en girar en espiral hacia el Sol. Esta estimación pasa por alto la disminución de r con el tiempo, pero el radio varía solo lentamente durante la mayor parte del tiempo y desciende en etapas posteriores, como con el radio inicial y el tiempo total necesario para fusionarse completamente. [45]

De manera más general, la tasa de desintegración orbital se puede aproximar mediante [46]

donde r es la separación entre los cuerpos, t tiempo, G la constante gravitacional , c la velocidad de la luz y m 1 y m 2 las masas de los cuerpos. Esto da lugar a un tiempo previsto para la fusión de [46]

Binarios compactos

Las estrellas compactas como las enanas blancas y las estrellas de neutrones pueden ser componentes de binarios. Por ejemplo, un par de estrellas de neutrones de masa solar en una órbita circular a una separación de 1,89 × 10 8 m (189.000 km) tiene un período orbital de 1.000 segundos y una vida útil esperada de 1,30 × 10 13 segundos o aproximadamente 414.000 años. LISA podría observar un sistema de este tipo si no estuviera demasiado lejos. Existe una cantidad mucho mayor de binarias enanas blancas con períodos orbitales en este rango. Las binarias enanas blancas tienen masas en el orden del Sol y diámetros en el orden de la Tierra. No pueden acercarse mucho más de 10,000 km antes de fusionarse y explotar en una supernova que también terminaría con la emisión de ondas gravitacionales. Hasta entonces, su radiación gravitacional sería comparable a la de una estrella de neutrones binaria.

Impresión artística de la fusión de estrellas de neutrones, una fuente de ondas gravitacionales [47]

Cuando la órbita de una estrella de neutrones binaria ha decaído a 1,89 × 10 6 m (1890 km), su vida útil restante es de unos 130.000 segundos o 36 horas. La frecuencia orbital variará de 1 órbita por segundo al principio, a 918 órbitas por segundo cuando la órbita se haya reducido a 20 km en la fusión. La mayor parte de la radiación gravitacional emitida tendrá el doble de frecuencia orbital. Justo antes de la fusión, LIGO podría observar el inspiral si tal binario estuviera lo suficientemente cerca. LIGO tiene solo unos minutos para observar esta fusión de una vida orbital total que puede haber sido de miles de millones de años. En agosto de 2017, LIGO y Virgo observaron la primera estrella de neutrones binaria inspiral en GW170817 , y 70 observatorios colaboraron para detectar la contraparte electromagnética, una kilonova en la galaxia NGC 4993 , a 40 megaparsecs de distancia, emitiendo un breve estallido de rayos gamma ( GRB 170817A ) segundos después de la fusión, seguido de un transitorio óptico más largo ( AT 2017gfo ) impulsado por núcleos de proceso r . El detector LIGO avanzado debería poder detectar tales eventos a una distancia de hasta 200 megaparsecs. Dentro de este rango del orden se esperan 40 eventos por año. [48]

Binarios de agujero negro

Los binarios de los agujeros negros emiten ondas gravitacionales durante sus fases en espiral, fusión y anillo. La mayor amplitud de emisión ocurre durante la fase de fusión, que puede modelarse con las técnicas de la relatividad numérica. [49] [50] [51] La primera detección directa de ondas gravitacionales, GW150914 , provino de la fusión de dos agujeros negros.

Supernova

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

Estrellas giratorias de neutrones

Como se señaló anteriormente, una distribución de masa emitirá radiación gravitacional solo cuando hay un movimiento asimétrico esférico entre las masas. Una estrella de neutrones en rotación generalmente no emitirá radiación gravitacional porque las estrellas de neutrones son objetos muy densos con un fuerte campo gravitacional que las mantiene casi perfectamente esféricas. En algunos casos, sin embargo, puede haber ligeras deformidades en la superficie llamadas "montañas", que son protuberancias que se extienden a no más de 10 centímetros (4 pulgadas) sobre la superficie, [52] que hacen que el giro sea asimétrico de forma esférica. Esto le da a la estrella un momento cuadrupolo que cambia con el tiempo y emitirá ondas gravitacionales hasta que las deformidades se suavizan.

Inflación

Muchos modelos del Universo sugieren que hubo una época inflacionaria en la historia temprana del Universo cuando el espacio se expandió en un gran factor en muy poco tiempo. Si esta expansión no fuera simétrica en todas las direcciones, puede haber emitido radiación gravitacional detectable hoy como fondo de ondas gravitacionales . Esta señal de fondo es demasiado débil para que la observe cualquier detector de ondas gravitacionales actualmente en funcionamiento, y se cree que pueden pasar décadas antes de que se pueda realizar dicha observación.

Energía, momento y momento angular

Las ondas de agua, las ondas de sonido y las ondas electromagnéticas pueden transportar energía , momento y momento angular y, al hacerlo, los alejan de la fuente. Las ondas gravitacionales realizan la misma función. Así, por ejemplo, un sistema binario pierde momento angular cuando los dos objetos en órbita se aproximan en espiral, el momento angular es irradiado por ondas gravitacionales.

Las ondas también pueden llevar un impulso lineal, una posibilidad que tiene algunas implicaciones interesantes para la astrofísica . [53] Después de la fusión de dos agujeros negros supermasivos, la emisión de momento lineal puede producir una "patada" con una amplitud de hasta 4000 km / s. Esto es lo suficientemente rápido como para expulsar el agujero negro fusionado por completo de su galaxia anfitriona. Incluso si la patada es demasiado pequeña para expulsar el agujero negro por completo, puede eliminarlo temporalmente del núcleo de la galaxia, después de lo cual oscilará alrededor del centro y finalmente se detendrá. [54] Un agujero negro pateado también puede llevar consigo un cúmulo de estrellas, formando un sistema estelar hipercompacto . [55] O puede transportar gas, permitiendo que el agujero negro en retroceso aparezca temporalmente como un " cuásar desnudo ". Se cree que el cuásar SDSS J092712.65 + 294344.0 contiene un agujero negro supermasivo en retroceso. [56]

Redshifting

Al igual que las ondas electromagnéticas , las ondas gravitacionales deberían mostrar cambios de longitud de onda y frecuencia debido a las velocidades relativas de la fuente y el observador (el efecto Doppler ), pero también debido a distorsiones del espacio-tiempo , como la expansión cósmica . [ cita requerida ] Este es el caso a pesar de que la gravedad misma es una causa de distorsiones del espacio-tiempo. [ cita requerida ] El desplazamiento al rojo de las ondas gravitacionales es diferente del desplazamiento al rojo debido a la gravedad ( desplazamiento al rojo gravitacional ).

Gravedad cuántica, aspectos onda-partícula y gravitón

En el marco de la teoría cuántica de campos , el gravitón es el nombre que se le da a una partícula elemental hipotética que se especula que es el portador de fuerza que media la gravedad . Sin embargo, aún no se ha demostrado que exista el gravitón, y aún no existe ningún modelo científico que concilie con éxito la relatividad general , que describe la gravedad, y el modelo estándar , que describe todas las demás fuerzas fundamentales . Se han realizado intentos, como la gravedad cuántica , pero aún no se han aceptado.

Si existe tal partícula, se espera que no tenga masa (porque la fuerza gravitacional parece tener un rango ilimitado) y debe ser un bosón de espín -2 . Se puede demostrar que cualquier campo de espín 2 sin masa daría lugar a una fuerza indistinguible de la gravitación, porque un campo de espín 2 sin masa debe acoplarse (interactuar con) el tensor de tensión-energía de la misma manera que lo hace el campo gravitacional; por lo tanto, si alguna vez se descubriera una partícula de espín-2 sin masa, probablemente sería el gravitón sin distinción adicional de otras partículas de espín-2 sin masa. [57] Tal descubrimiento uniría la teoría cuántica con la gravedad. [58]

Importancia para el estudio del universo temprano

Debido a la debilidad del acoplamiento de la gravedad a la materia, las ondas gravitacionales experimentan muy poca absorción o dispersión, incluso cuando viajan a distancias astronómicas. En particular, se espera que las ondas gravitacionales no se vean afectadas por la opacidad del universo primitivo. En estas primeras fases, el espacio aún no se había vuelto "transparente", por lo que las observaciones basadas en la luz, las ondas de radio y otras radiaciones electromagnéticas que se remontan al pasado son limitadas o no están disponibles. Por lo tanto, en principio se espera que las ondas gravitacionales tengan el potencial de proporcionar una gran cantidad de datos de observación sobre el universo primitivo. [59]

Determinación de la dirección de viaje

La dificultad para detectar directamente ondas gravitacionales significa que también es difícil para un solo detector identificar por sí mismo la dirección de una fuente. Por tanto, se utilizan múltiples detectores, tanto para distinguir señales de otros "ruidos" confirmando que la señal no es de origen terrestre, como para determinar la dirección mediante triangulación . Esta técnica utiliza el hecho de que las ondas viajan a la velocidad de la luz y llegarán a diferentes detectores en diferentes momentos dependiendo de la dirección de su fuente. Aunque las diferencias en el tiempo de llegada pueden ser de unos pocos milisegundos , esto es suficiente para identificar la dirección del origen de la onda con considerable precisión.

Solo en el caso de GW170814 había tres detectores operando en el momento del evento, por lo tanto, la dirección está definida con precisión. La detección de los tres instrumentos condujo a una estimación muy precisa de la posición de la fuente, con una región creíble del 90% de solo 60 grados 2 , un factor 20 más preciso que antes. [60]

Representación bidimensional de ondas gravitacionales generadas por dos estrellas de neutrones que orbitan entre sí.

Durante el siglo pasado, la astronomía se ha visto revolucionada por el uso de nuevos métodos para observar el universo. Las observaciones astronómicas se realizaron inicialmente con luz visible . Galileo Galilei fue pionero en el uso de telescopios para mejorar estas observaciones. Sin embargo, la luz visible es solo una pequeña parte del espectro electromagnético , y no todos los objetos del universo distante brillan intensamente en esta banda en particular. Se puede encontrar más información, por ejemplo, en longitudes de onda de radio. Utilizando radiotelescopios , los astrónomos han descubierto púlsares y quásares , por ejemplo. Las observaciones en la banda de microondas llevaron a la detección de débiles huellas del Big Bang , un descubrimiento que Stephen Hawking llamó "el mayor descubrimiento del siglo, si no de todos los tiempos". Avances similares en observaciones que utilizan rayos gamma , rayos X , luz ultravioleta e infrarroja también han aportado nuevos conocimientos a la astronomía. A medida que se abre cada una de estas regiones del espectro, se han realizado nuevos descubrimientos que no se podrían haber hecho de otra manera. La comunidad de astronomía espera que lo mismo se aplique a las ondas gravitacionales. [61] [62]

Las ondas gravitacionales tienen dos propiedades importantes y únicas. Primero, no es necesario que haya ningún tipo de materia cerca para que las ondas sean generadas por un sistema binario de agujeros negros sin carga, que no emitirían radiación electromagnética. En segundo lugar, las ondas gravitacionales pueden atravesar cualquier materia intermedia sin dispersarse significativamente. Mientras que la luz de estrellas distantes puede ser bloqueada por el polvo interestelar , por ejemplo, las ondas gravitacionales pasarán esencialmente sin obstáculos. Estas dos características permiten que las ondas gravitacionales lleven información sobre fenómenos astronómicos nunca antes observados por humanos. [59]

Las fuentes de ondas gravitacionales descritas anteriormente se encuentran en el extremo de baja frecuencia del espectro de ondas gravitacionales (10 −7 a 10 5 Hz). Una fuente astrofísica en el extremo de alta frecuencia del espectro de ondas gravitacionales (por encima de 10 5 Hz y probablemente 10 10 Hz) genera [ aclaración necesaria ] ondas gravitacionales reliquia que, según la teoría, son huellas débiles del Big Bang como el fondo cósmico de microondas . [63] A estas altas frecuencias es potencialmente posible que las fuentes puedan ser "creadas por el hombre" [11] , es decir, ondas gravitacionales generadas y detectadas en el laboratorio. [64] [65]

Se teoriza que un agujero negro supermasivo , creado a partir de la fusión de los agujeros negros en el centro de dos galaxias fusionadas detectadas por el Telescopio Espacial Hubble , fue expulsado del centro de fusión por ondas gravitacionales. [66] [67]

El radiotelescopio BICEP2 encontró pruebas ahora refutadas que supuestamente mostraban ondas gravitacionales en el universo infantil . Aquí se muestra el examen microscópico del plano focal del detector BICEP2. [15] [16] En enero de 2015, sin embargo, se confirmó que los hallazgos de BICEP2 eran el resultado del polvo cósmico . [68]

Detección indirecta

Aunque las ondas del sistema Tierra-Sol son minúsculas, los astrónomos pueden señalar otras fuentes para las que la radiación debería ser sustancial. Un ejemplo importante es el binario Hulse-Taylor  : un par de estrellas, una de las cuales es un púlsar . [69] Las características de su órbita se pueden deducir del desplazamiento Doppler de las señales de radio emitidas por el púlsar. Cada una de las estrellas mide aproximadamente 1,4  M ☉ y el tamaño de sus órbitas es aproximadamente 1/75 de la órbita Tierra-Sol , solo unas pocas veces más grande que el diámetro de nuestro propio Sol. La combinación de masas más grandes y una separación más pequeña significa que la energía emitida por el binario Hulse-Taylor será mucho mayor que la energía emitida por el sistema Tierra-Sol, aproximadamente 10 22 veces más.

La información sobre la órbita se puede utilizar para predecir cuánta energía (y momento angular) se irradiaría en forma de ondas gravitacionales. A medida que el sistema binario pierde energía, las estrellas se acercan gradualmente entre sí y el período orbital disminuye. La trayectoria resultante de cada estrella es una inspiral, una espiral con radio decreciente. La relatividad general describe con precisión estas trayectorias; en particular, la energía irradiada en ondas gravitacionales determina la tasa de disminución en el período, definido como el intervalo de tiempo entre periastrones sucesivos (puntos de acercamiento más cercano de las dos estrellas). Para el púlsar de Hulse-Taylor, el cambio de radio previsto en la corriente es de unos 3 mm por órbita, y el cambio en el período de 7,75 horas es de unos 2 segundos por año. Después de una observación preliminar que muestra una pérdida de energía orbital consistente con las ondas gravitacionales, [24] cuidadosas observaciones de tiempo de Taylor y Joel Weisberg confirmaron dramáticamente la disminución del período predicho dentro del 10%. [70] Con las estadísticas mejoradas de más de 30 años de datos de tiempo desde el descubrimiento del púlsar, el cambio observado en el período orbital coincide actualmente con la predicción de la radiación gravitacional asumida por la relatividad general dentro del 0,2 por ciento. [71] En 1993, estimulado en parte por esta detección indirecta de ondas gravitacionales, el Comité Nobel otorgó el Premio Nobel de Física a Hulse y Taylor por "el descubrimiento de un nuevo tipo de púlsar, un descubrimiento que ha abierto nuevas posibilidades para el estudio de la gravitación ". [72] Se estima que la vida útil de este sistema binario, desde el presente hasta la fusión, es de unos cientos de millones de años. [73]

Las espirales son fuentes muy importantes de ondas gravitacionales. Cada vez que dos objetos compactos (enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros ) están en órbitas cercanas, envían ondas gravitacionales intensas. A medida que se acercan en espiral, estas ondas se vuelven más intensas. En algún momento deberían volverse tan intensos que sea posible la detección directa por su efecto sobre los objetos en la Tierra o en el espacio. Esta detección directa es el objetivo de varios experimentos a gran escala. [74]

La única dificultad es que la mayoría de los sistemas como el binario de Hulse-Taylor están muy lejos. La amplitud de las ondas emitidas por la binaria Hulse-Taylor en la Tierra sería aproximadamente h ≈ 10 −26 . Sin embargo, hay algunas fuentes que los astrofísicos esperan encontrar que producen amplitudes mucho mayores de h ≈ 10 −20 . Se han descubierto al menos otros ocho púlsares binarios. [75]

Dificultades

Las ondas gravitacionales no son fácilmente detectables. Cuando llegan a la Tierra, tienen una pequeña amplitud con una tensión aproximada de 10-21 , lo que significa que se necesita un detector extremadamente sensible y que otras fuentes de ruido pueden abrumar la señal. [76] Se espera que las ondas gravitacionales tengan frecuencias de 10 a 16  Hz < f <10 4  Hz. [77]

Detectores terrestres

Un diagrama esquemático de un interferómetro láser.

Aunque las observaciones de Hulse-Taylor fueron muy importantes, solo brindan evidencia indirecta de ondas gravitacionales. Una observación más concluyente sería una medición directa del efecto de una onda gravitacional pasajera, que también podría proporcionar más información sobre el sistema que la generó. Cualquier detección directa de este tipo se complica por el efecto extraordinariamente pequeño que las ondas producirían en un detector. La amplitud de una onda esférica disminuirá como la inversa de la distancia desde la fuente (el término 1 / R en las fórmulas para h arriba). Por lo tanto, incluso las ondas de sistemas extremos como la fusión de agujeros negros binarios mueren a amplitudes muy pequeñas cuando llegan a la Tierra. Los astrofísicos esperan que algunas ondas gravitacionales que pasan por la Tierra sean tan grandes como h ≈ 10 −20 , pero generalmente no más grandes. [78]

Antenas resonantes

Un dispositivo simple teorizado para detectar el movimiento de onda esperado se llama barra Weber  , una barra de metal grande y sólida aislada de las vibraciones externas. Este tipo de instrumento fue el primer tipo de detector de ondas gravitacionales. Las deformaciones en el espacio debidas a una onda gravitacional incidente excitan la frecuencia de resonancia de la barra 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. Con este instrumento, Joseph Weber afirmó haber detectado señales diarias de ondas gravitacionales. Sin embargo, sus resultados fueron cuestionados en 1974 por los físicos Richard Garwin y David Douglass . Las formas modernas de la barra Weber todavía se operan, enfriadas criogénicamente , con dispositivos de interferencia cuántica superconductores para detectar vibraciones. Las barras de Weber no son lo suficientemente sensibles para detectar nada más que ondas gravitacionales extremadamente poderosas. [79]

MiniGRAIL es una antena esférica de ondas gravitacionales que utiliza este principio. Tiene su sede en la Universidad de Leiden y consta de una esfera de 1.150 kg mecanizada con precisión y enfriada criogénicamente a 20 milikelvins. [80] 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. [81]

Actualmente hay dos detectores enfocados en el extremo superior del espectro de ondas gravitacionales (10 −7 a 10 5 Hz): uno en la Universidad de Birmingham , Inglaterra, [82] 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 espera que ambos detectores sean sensibles a tensiones espaciotemporales periódicas de h ~2 × 10 −13  / √ Hz , dado como densidad espectral de amplitud . El detector INFN Génova es una antena resonante que consta de dos osciladores armónicos superconductores esféricos acoplados de unos pocos centímetros de diámetro. Los osciladores están diseñados para tener (cuando están desacoplados) frecuencias de resonancia casi iguales. Actualmente se espera que el sistema tenga una sensibilidad a las tensiones espaciotemporales periódicas de h ~2 × 10 −17  / √ Hz , con la expectativa de alcanzar una sensibilidad de h ~2 × 10 −20  / √ Hz . Está previsto que el detector de la Universidad de Chongqing detecte ondas gravitacionales de alta frecuencia reliquia con los parámetros típicos previstos ~ 10 11 Hz (100 GHz) y h ~ 10 −30 a 10 −32 . [83]

Interferómetros

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.

Una clase de detector más sensible utiliza un interferómetro de Michelson láser para medir el movimiento inducido por ondas gravitacionales entre masas "libres" separadas. [84] 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). Después de años de desarrollo, los primeros interferómetros terrestres empezaron a funcionar en 2015. Actualmente, el más sensible es LIGO  , el Observatorio de ondas gravitacionales del interferómetro láser. LIGO tiene tres detectores: uno en Livingston, Louisiana , uno en el sitio de Hanford en Richland, Washington y un tercero (anteriormente instalado como un segundo detector en Hanford) que se planea trasladar a la India . Cada observatorio tiene dos brazos de almacenamiento de luz de 4 kilómetros de longitud. Estos están en ángulos de 90 grados entre sí, con la luz pasando a través de tubos de vacío de 1 m de diámetro que recorren los 4 kilómetros completos. Una onda gravitacional pasajera estirará ligeramente un brazo mientras acorta el otro. Este es precisamente el movimiento al que es más sensible un interferómetro.

Incluso con brazos tan largos, las ondas gravitacionales más fuertes solo cambiarán la distancia entre los extremos de los brazos en un máximo de aproximadamente 10-18  m. LIGO debería poder detectar ondas gravitacionales tan pequeñas como h ~5 × 10 −22 . Las actualizaciones a LIGO y Virgo deberían aumentar aún más la sensibilidad. Otro interferómetro de alta sensibilidad, KAGRA , está en construcción en la mina Kamiokande en Japón. Un punto clave es que un aumento de diez veces en la sensibilidad (radio de 'alcance') aumenta mil veces el volumen de espacio accesible al instrumento. Esto aumenta la velocidad a la que se pueden ver las señales detectables de una por decenas de años de observación a decenas por año. [85]

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 de 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 el 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 la detección pueda considerarse un verdadero evento de ondas gravitacionales.

Einstein @ Inicio

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

El proyecto Einstein @ Home es un proyecto de computación distribuida similar a SETI @ home destinado a detectar este tipo de onda gravitacional. 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. [86]

Interferómetros espaciales

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 calor, el ruido de los disparos y los artefactos causados ​​por los rayos cósmicos y el viento solar .

Uso de matrices de temporización de pulsar

Los púlsares son estrellas que giran rápidamente. Un púlsar emite rayos de ondas de radio que, como los rayos de un faro, recorren el cielo a medida que el púlsar gira. La señal de un púlsar puede ser detectada por radiotelescopios como una serie de pulsos regularmente espaciados, esencialmente como el tic-tac de un reloj. Los GW afectan el tiempo que tardan los pulsos en viajar desde el púlsar hasta un telescopio en la Tierra. Una matriz de temporización de púlsar utiliza púlsares de milisegundos para buscar perturbaciones debidas a GW en las mediciones del tiempo de llegada de los pulsos a un telescopio, en otras palabras, para buscar desviaciones en los tics del reloj. Para detectar GW, las matrices de temporización de púlsares buscan un patrón distinto de correlación y anticorrelación entre el tiempo de llegada de los pulsos de varios púlsares. [87] Aunque los pulsos de púlsar viajan a través del espacio durante cientos o miles de años para llegar a nosotros, las matrices de temporización de púlsar son sensibles a perturbaciones en su tiempo de viaje de mucho menos de una millonésima de segundo.

La principal fuente de GW a las que son sensibles las matrices de temporización de púlsar son las binarias de agujeros negros supermasivos, que se forman a partir de la colisión de galaxias. [88] Además de los sistemas binarios individuales, las matrices de temporización de púlsares son sensibles a un fondo estocástico de GW elaborado a partir de la suma de GW de muchas fusiones de galaxias. Otras posibles fuentes de señales incluyen cadenas cósmicas y el trasfondo primordial de GW de la inflación cósmica .

A nivel mundial, hay tres proyectos de matriz de temporización de púlsares activos. El Observatorio de ondas gravitacionales de Nanohercios de América del Norte utiliza datos recopilados por el radiotelescopio de Arecibo y el telescopio Green Bank . El sistema australiano Parkes Pulsar Timing Array utiliza datos del radiotelescopio Parkes . La sincronización de matriz europea Pulsar utiliza los datos de los cuatro telescopios más grandes de Europa: el telescopio Lovell , la Síntesis radiotelescopio Westerbork , el telescopio Effelsberg y el radiotelescopio Nancay . Estos tres grupos también colaboran bajo el título del proyecto International Pulsar Timing Array . [89]

Onda gravitacional primordial

Las ondas gravitacionales primordiales son ondas gravitacionales observadas en el fondo cósmico de microondas . Supuestamente fueron detectados por el instrumento BICEP2 , un anuncio realizado el 17 de marzo de 2014, que fue retirado el 30 de enero de 2015 ("la señal puede atribuirse enteramente al polvo de la Vía Láctea" [68] ).

Observaciones de LIGO y Virgo

Medición LIGO de las ondas gravitacionales en los detectores Hanford (izquierda) y Livingston (derecha), en comparación con los valores teóricos predichos.

El 11 de febrero de 2016, la colaboración LIGO anunció la primera observación de ondas gravitacionales , a partir de una señal detectada a las 09:50:45 GMT del 14 de septiembre de 2015 [29] de dos agujeros negros con masas de 29 y 36 masas solares fusionándose alrededor de 1.300 millones. años luz de distancia. Durante la última fracción de segundo de la fusión, liberó más de 50 veces el poder de todas las estrellas del universo observable combinadas. [90] La señal aumentó en frecuencia de 35 a 250 Hz durante 10 ciclos (5 órbitas) a medida que aumentaba su fuerza durante un período de 0,2 segundos. [30] La masa del nuevo agujero negro fusionado era de 62 masas solares. La energía equivalente a tres masas solares se emitió en forma de ondas gravitacionales. [34] La señal fue vista por ambos detectores LIGO en Livingston y Hanford, con una diferencia de tiempo de 7 milisegundos debido al ángulo entre los dos detectores y la fuente. La señal vino del hemisferio sur celeste , en la dirección aproximada de (pero mucho más lejos que) las Nubes de Magallanes . [32] Las ondas gravitacionales se observaron en la región más de 5 sigma [91] (en otras palabras, 99,99997% de posibilidades de mostrar / obtener el mismo resultado), la probabilidad de encontrar suficiente para haber sido evaluada / considerada como evidencia / prueba en un experimento de física estadística . [92]

Desde entonces, LIGO y Virgo han informado más observaciones de ondas gravitacionales a partir de la fusión de binarios de agujeros negros.

El 16 de octubre de 2017, las colaboraciones de LIGO y Virgo anunciaron la primera detección de ondas gravitacionales que se originan en la coalescencia de un sistema binario de estrellas de neutrones. La observación del transitorio GW170817 , que ocurrió el 17 de agosto de 2017, permitió restringir las masas de las estrellas de neutrones involucradas entre 0,86 y 2,26 masas solares. Un análisis más detallado permitió una mayor restricción de los valores de masa al intervalo 1,17–1,60 masas solares, con la masa total del sistema medida en 2,73–2,78 masas solares. La inclusión del detector Virgo en el esfuerzo de observación permitió mejorar la localización de la fuente en un factor de 10. Esto a su vez facilitó el seguimiento electromagnético del evento. En contraste con el caso de las fusiones binarias de agujeros negros, se esperaba que las fusiones binarias de estrellas de neutrones produjeran una contraparte electromagnética, es decir, una señal luminosa asociada con el evento. El telescopio espacial de rayos gamma Fermi detectó un estallido de rayos gamma ( GRB 170817A ) , que se produjo 1,7 segundos después de la onda gravitacional transitoria. La señal, que se originó cerca de la galaxia NGC 4993 , se asoció con la fusión de estrellas de neutrones. Esto fue corroborado por el seguimiento electromagnético del evento ( AT 2017gfo ), que involucró a 70 telescopios y observatorios y arrojó observaciones sobre una gran región del espectro electromagnético que confirmaron aún más la naturaleza de estrella de neutrones de los objetos fusionados y la kilonova asociada . [93] [94]

Usando ondas electromagnéticas no podemos ver más de 400.000 años después del Big Bang . El estado inicial del universo era opaco a la luz , pero transparente a las ondas gravitacionales. De hecho, es completamente transparente. Se cita a Neil Turok , director del Instituto Perimetral de Física Teórica de la Universidad de Waterloo en Canadá, diciendo: "Literalmente seremos capaces de ver el Big Bang". Entonces, literalmente, al ensamblar ondas gravitacionales, se puede descubrir precisamente lo que ocurrió en la singularidad inicial. La predicción más extraña y brillante de la teoría de Einstein fue que toda la materia , el espacio-tiempo y la energía se originaron a partir de un solo evento: la singularidad del Big Bang. [95]

Un episodio de la novela rusa de ciencia ficción de 1962 Space Apprentice de Arkady y Boris Strugatsky muestra el experimento que monitorea la propagación de ondas gravitacionales a costa de aniquilar un trozo del asteroide 15 Eunomia del tamaño del Monte Everest . [96]

En la novela Fiasco de Stanislaw Lem de 1986 , se usa una "pistola de gravedad" o "gracer" (amplificación de la gravedad por emisión colimada de resonancia) para remodelar un collapsar, de modo que los protagonistas puedan explotar los efectos relativistas extremos y hacer un viaje interestelar.

En la novela Diáspora de Greg Egan de 1997 , el análisis de una señal de onda gravitacional de la inspiración de una estrella de neutrones binarios cercana revela que su colisión y fusión es inminente, lo que implica que un gran estallido de rayos gamma impactará la Tierra.

En la serie Remembrance of Earth's Past de 2006 de Liu Cixin , las ondas gravitacionales se utilizan como una señal de transmisión interestelar, que sirve como un punto central de la trama en el conflicto entre civilizaciones dentro de la galaxia.

  • Premio Nobel de Física 2017 , que se otorgó a tres físicos individuales por su papel en el descubrimiento y la prueba de las ondas.
  • Anti gravedad
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  • Radiación de Hawking , para la radiación electromagnética inducida gravitacionalmente de los agujeros negros
  • HM Cancri
  • LISA , DECIGO y BBO - Detectores espaciales propuestos
  • LIGO , interferómetro Virgo , GEO600 , KAGRA y TAMA 300 : detectores terrestres de ondas gravitacionales
  • Gravedad linealizada
  • Métrica de Peres
  • el espacio-tiempo de ondas pp , para una clase importante de soluciones exactas que modelan la radiación gravitacional
  • PSR B1913 + 16 , el primer púlsar binario descubierto y la primera evidencia experimental de la existencia de ondas gravitacionales.
  • Spin-flip , una consecuencia de la emisión de ondas gravitacionales de los agujeros negros supermasivos binarios
  • Argumento de cuentas adhesivas , para una forma física de ver que la radiación gravitacional debe transportar energía
  • Fuerza de marea

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