El Observatorio de ondas gravitacionales del interferómetro láser ( LIGO ) es un experimento y un observatorio de física a gran escala para detectar ondas gravitacionales cósmicas y desarrollar observaciones de ondas gravitacionales como herramienta astronómica. [1] Se construyeron dos grandes observatorios en Estados Unidos con el objetivo de detectar ondas gravitacionales mediante interferometría láser . Estos observatorios utilizan espejos separados por cuatro kilómetros que son capaces de detectar un cambio de menos de una diezmilésima parte del diámetro de carga de un protón . [2]
Nombres alternativos | LIGO |
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Ubicación (es) | Sitio de Hanford , Washington y Livingston , Luisiana , EE. UU. |
Coordenadas | Observatorio LIGO Hanford: 46 ° 27′18.52 ″ N 119 ° 24′27.56 ″ W / 46.4551444 ° N 119.4076556 ° W Observatorio LIGO Livingston: 30 ° 33′46.42 ″ N 90 ° 46′27.27 ″ W / 30.5628944 ° N 90.7742417 ° W |
Organización | Colaboración científica LIGO |
Longitud de onda | 43 km (7,0 kHz) -10.000 km (30 Hz) |
Construido | 1994-2002 |
Primera luz | 23 de agosto de 2002 |
Estilo telescopio | observatorio de ondas gravitacionales |
Largo | 4.000 m (13.123 pies 4 pulgadas) |
Sitio web | www |
Observatorio LIGO Livingston Observatorio LIGO Hanford Observatorios LIGO en los Estados Unidos contiguos | |
Medios relacionados en Wikimedia Commons | |
Los observatorios LIGO iniciales fueron financiados por la National Science Foundation (NSF) y fueron concebidos, construidos y operados por Caltech y MIT . [3] [4] Recopilaron datos de 2002 a 2010, pero no se detectaron ondas gravitacionales.
El Proyecto LIGO avanzado para mejorar los detectores LIGO originales comenzó en 2008 y continúa siendo apoyado por la NSF, con importantes contribuciones del Consejo de Instalaciones de Ciencia y Tecnología del Reino Unido , la Sociedad Max Planck de Alemania y el Consejo de Investigación Australiano . [5] [6] Los detectores mejorados comenzaron a operar en 2015. La detección de ondas gravitacionales fue reportada en 2016 por LIGO Scientific Collaboration (LSC) y Virgo Collaboration con la participación internacional de científicos de varias universidades e instituciones de investigación. Los científicos que participan en el proyecto y el análisis de los datos para la astronomía de ondas gravitacionales están organizados por el LSC, que incluye a más de 1000 científicos en todo el mundo, [7] [8] [9] , así como 440.000 usuarios activos de Einstein @ Home a partir de Diciembre de 2016 [actualizar]. [10]
LIGO es el proyecto más grande y ambicioso jamás financiado por la NSF. [11] [12] En 2017, el Premio Nobel de Física fue otorgado a Rainer Weiss , Kip Thorne y Barry C. Barish "por contribuciones decisivas al detector LIGO y la observación de ondas gravitacionales". [13]
Las observaciones se realizan en "corridas". A diciembre de 2019 [actualizar], LIGO ha realizado 3 corridas y 50 detecciones de ondas gravitacionales. El mantenimiento y las actualizaciones de los detectores se realizan entre ejecuciones. La primera ejecución, O1, que se desarrolló entre el 12 de septiembre de 2015 y el 19 de enero de 2016, realizó las primeras 3 detecciones, todas fusiones de agujeros negros. La segunda ejecución, O2, que se desarrolló entre el 30 de noviembre de 2016 y el 25 de agosto de 2017, realizó 8 detecciones, 7 fusiones de agujeros negros y la primera fusión de estrellas de neutrones. [14] La tercera ejecución, O3, comenzó el 1 de abril de 2019; está dividido (hasta ahora) en O3a, del 1 de abril al 30 de septiembre de 2019, y O3b, del 1 de noviembre de 2019 [15] hasta que fue suspendido en marzo de 2020 debido a COVID-19 . [dieciséis]
Historia
Fondo
El concepto LIGO se basó en los primeros trabajos de muchos científicos para probar un componente de la teoría de la relatividad general de Albert Einstein , la existencia de ondas gravitacionales. A partir de la década de 1960, los científicos estadounidenses, incluido Joseph Weber , así como los científicos soviéticos Mikhail Gertsenshtein y Vladislav Pustovoit , concibieron ideas básicas y prototipos de interferometría láser , [17] [18] y en 1967 Rainer Weiss del MIT publicó un análisis del interferómetro. utilizó e inició la construcción de un prototipo con financiación militar, pero se terminó antes de que pudiera entrar en funcionamiento. [19] A partir de 1968, Kip Thorne inició esfuerzos teóricos sobre las ondas gravitacionales y sus fuentes en Caltech , y estaba convencido de que la detección de ondas gravitacionales eventualmente tendría éxito. [17]
Los prototipos de detectores de ondas gravitacionales interferométricas (interferómetros) fueron construidos a fines de la década de 1960 por Robert L. Forward y sus colegas de Hughes Research Laboratories (con espejos montados en una placa aislada de vibración en lugar de oscilación libre), y en la década de 1970 (con espejos de oscilación libre entre que rebotó muchas veces) por Weiss en el MIT, y luego por Heinz Billing y sus colegas en Garching Alemania, y luego por Ronald Drever , James Hough y sus colegas en Glasgow, Escocia. [20]
En 1980, la NSF financió el estudio de un gran interferómetro dirigido por el MIT (Paul Linsay, Peter Saulson , Rainer Weiss), y al año siguiente, Caltech construyó un prototipo de 40 metros (Ronald Drever y Stan Whitcomb). El estudio del MIT estableció la viabilidad de interferómetros a una escala de 1 kilómetro con la sensibilidad adecuada. [17] [21]
Bajo la presión de la NSF, se pidió al MIT y Caltech que unieran fuerzas para liderar un proyecto LIGO basado en el estudio del MIT y en el trabajo experimental en Caltech, MIT, Glasgow y Garching . Drever, Thorne y Weiss formaron un comité directivo de LIGO, aunque se les rechazó la financiación en 1984 y 1985. En 1986, se les pidió que disolvieran el comité directivo y se nombró a un solo director, Rochus E. Vogt (Caltech). . En 1988, una propuesta de investigación y desarrollo obtuvo financiación. [17] [21] [22] [23] [24] [25]
Desde 1989 hasta 1994, LIGO no logró progresar técnica y organizativamente. Sólo los esfuerzos políticos continuaron obteniendo financiación. [17] [26] La financiación en curso se rechazó habitualmente hasta 1991, cuando el Congreso de los Estados Unidos acordó financiar a LIGO durante el primer año por $ 23 millones. Sin embargo, los requisitos para recibir el financiamiento no se cumplieron ni aprobaron, y la NSF cuestionó la base tecnológica y organizativa del proyecto. [22] [23] En 1992, LIGO se reestructuró y Drever dejó de ser un participante directo. [17] [26] [27] [28] Los problemas de gestión del proyecto en curso y las preocupaciones técnicas se revelaron en las revisiones del proyecto por parte de la NSF, lo que provocó la retención de fondos hasta que congelaron formalmente los gastos en 1993. [17] [26] [29 ] [30]
En 1994, después de una consulta entre el personal pertinente de la NSF, los líderes científicos de LIGO y los presidentes de MIT y Caltech, Vogt renunció y Barry Barish (Caltech) fue nombrado director del laboratorio, [17] [27] [31] y la NSF dejó en claro que LIGO tenía una última oportunidad de apoyo. [26] El equipo de Barish creó un nuevo estudio, presupuesto y plan de proyecto con un presupuesto que excedía las propuestas anteriores en un 40%. Barish propuso a la NSF y al National Science Board construir LIGO como un detector evolutivo, donde la detección de ondas gravitacionales con LIGO inicial sería posible y con LIGO avanzado sería probable. [32] Esta nueva propuesta recibió fondos de la NSF, Barish fue nombrado Investigador Principal y el aumento fue aprobado. En 1994, con un presupuesto de 395 millones de dólares, LIGO se erigió como el proyecto NSF financiado en general más grande de la historia. El proyecto se inició en Hanford, Washington a finales de 1994 y en Livingston, Louisiana en 1995. Cuando la construcción se acercaba a su finalización en 1997, bajo el liderazgo de Barish se formaron dos instituciones organizativas, LIGO Laboratory y LIGO Scientific Collaboration (LSC). El laboratorio LIGO consta de las instalaciones respaldadas por la NSF bajo Operación LIGO e I + D avanzado; esto incluye la administración del detector LIGO y las instalaciones de prueba. La Colaboración Científica LIGO es un foro para organizar la investigación científica y técnica en LIGO. Es una organización separada del Laboratorio LIGO con su propia supervisión. Barish nombró a Weiss como el primer portavoz de esta colaboración científica. [17] [22]
Comienzan las observaciones
Las operaciones iniciales de LIGO entre 2002 y 2010 no detectaron ondas gravitacionales. En 2004, bajo Barish, se establecieron los fondos y el trabajo preliminar para la siguiente fase del desarrollo de LIGO (llamado "LIGO mejorado"). Esto fue seguido por un apagado de varios años mientras que los detectores fueron reemplazados por versiones muy mejoradas de "Advanced LIGO". [33] [34] Gran parte del trabajo de investigación y desarrollo de las máquinas LIGO / aLIGO se basó en un trabajo pionero para el detector GEO600 en Hannover, Alemania. [35] [36] En febrero de 2015, los detectores se pusieron en modo de ingeniería en ambas ubicaciones. [37]
A mediados de septiembre de 2015, "la instalación de ondas gravitacionales más grande del mundo" completó una revisión de 5 años por 200 millones de dólares a un costo total de 620 millones de dólares. [9] [38] El 18 de septiembre de 2015, Advanced LIGO comenzó sus primeras observaciones científicas formales a aproximadamente cuatro veces la sensibilidad de los interferómetros LIGO iniciales. [39] Su sensibilidad se mejorará aún más hasta que alcance la sensibilidad de diseño alrededor de 2021. [40]
Detecciones
El 11 de febrero de 2016, LIGO Scientific Collaboration y Virgo Collaboration publicaron un artículo sobre la detección de ondas gravitacionales , a partir de una señal detectada a las 09.51 UTC del 14 de septiembre de 2015 de dos agujeros negros de ~ 30 masas solares que se fusionan a unos 1.300 millones de años luz de la Tierra. . [41] [42]
El actual director ejecutivo David Reitze anunció los hallazgos en un evento mediático en Washington DC, mientras que el director ejecutivo emérito Barry Barish presentó el primer artículo científico de los hallazgos en el CERN a la comunidad física. [43]
El 2 de mayo de 2016, los miembros de la Colaboración Científica LIGO y otros colaboradores recibieron un Premio Especial de Avance en Física Fundamental por contribuir a la detección directa de ondas gravitacionales. [44]
El 16 de junio de 2016, LIGO anunció que se detectó una segunda señal de la fusión de dos agujeros negros con 14,2 y 7,5 veces la masa del Sol. La señal se recogió el 26 de diciembre de 2015, a las 3:38 UTC. [45]
La detección de una tercera fusión de agujeros negros, entre objetos de 31,2 y 19,4 masas solares, se produjo el 4 de enero de 2017 y se anunció el 1 de junio de 2017. [46] [47]
Una cuarta detección de una fusión de agujeros negros, entre objetos de 30,5 y 25,3 masas solares, se observó el 14 de agosto de 2017 y se anunció el 27 de septiembre de 2017. [48]
En 2017, Weiss, Barish y Thorne recibieron el Premio Nobel de Física "por contribuciones decisivas al detector LIGO y la observación de ondas gravitacionales". Weiss recibió la mitad del dinero total del premio, y Barish y Thorne recibieron cada uno un premio de un cuarto. [49] [50] [51]
LIGO reanudó su funcionamiento después del cierre por mejoras el 26 de marzo de 2019, y se espera que Virgo se una a la red el 1 de abril de 2019. [52]
Misión
La misión de LIGO es observar directamente ondas gravitacionales de origen cósmico. Estas ondas fueron predichas por primera vez por la teoría de la relatividad general de Einstein en 1916, cuando aún no existía la tecnología necesaria para su detección. Su existencia se confirmó indirectamente cuando las observaciones del púlsar binario PSR 1913 + 16 en 1974 mostraron una desintegración orbital que coincidía con las predicciones de Einstein de pérdida de energía por radiación gravitacional. El Premio Nobel de Física 1993 fue otorgado a Hulse y Taylor por este descubrimiento. [54]
Se había buscado durante mucho tiempo la detección directa de ondas gravitacionales. Su descubrimiento ha lanzado una nueva rama de la astronomía para complementar los telescopios electromagnéticos y los observatorios de neutrinos . Joseph Weber fue pionero en el esfuerzo por detectar ondas gravitacionales en la década de 1960 a través de su trabajo en detectores de barras de masa resonante . Los detectores de barras continúan utilizándose en seis sitios en todo el mundo. En la década de 1970, los científicos, incluido Rainer Weiss, se dieron cuenta de la aplicabilidad de la interferometría láser a las mediciones de ondas gravitacionales. Robert Forward operó un detector interferométrico en Hughes a principios de la década de 1970. [55]
De hecho, ya en la década de 1960, y quizás antes de eso, se publicaron artículos sobre la resonancia de ondas de la luz y las ondas gravitacionales. [56] Se publicó un trabajo en 1971 sobre métodos para aprovechar esta resonancia para la detección de ondas gravitacionales de alta frecuencia . En 1962, ME Gertsenshtein y VI Pustovoit publicaron el primer artículo que describe los principios para el uso de interferómetros para la detección de ondas gravitacionales de longitud de onda muy larga. [57] Los autores argumentaron que al usar interferómetros la sensibilidad puede ser de 10 7 a 10 10 veces mejor que al usar experimentos electromecánicos. Más tarde, en 1965, Braginsky discutió ampliamente las fuentes de ondas gravitacionales y su posible detección. Señaló el artículo de 1962 y mencionó la posibilidad de detectar ondas gravitacionales si mejoraran la tecnología interferométrica y las técnicas de medición.
Desde principios de la década de 1990, los físicos han pensado que la tecnología ha evolucionado hasta el punto en que ahora es posible la detección de ondas gravitacionales, de gran interés astrofísico. [58]
En agosto de 2002, LIGO comenzó su búsqueda de ondas gravitacionales cósmicas. Se esperan emisiones mensurables de ondas gravitacionales de sistemas binarios (colisiones y coalescencias de estrellas de neutrones o agujeros negros ), explosiones de supernovas de estrellas masivas (que forman estrellas de neutrones y agujeros negros), estrellas de neutrones en acumulación, rotaciones de estrellas de neutrones con costras deformadas y los restos de radiación gravitacional creados por el nacimiento del universo . En teoría, el observatorio también puede observar fenómenos hipotéticos más exóticos, como ondas gravitacionales causadas por cuerdas cósmicas oscilantes o paredes de dominio en colisión .
Observatorios
LIGO opera dos observatorios de ondas gravitacionales al unísono: 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), ubicado cerca de Richland, Washington . Estos sitios están separados por 3.002 kilómetros (1.865 millas) de distancia en línea recta a través de la tierra, pero 3.030 kilómetros (1.883 millas) sobre la superficie. Dado que se espera que las ondas gravitacionales viajen a la velocidad de la luz, esta distancia corresponde a una diferencia en los tiempos de llegada de las ondas gravitacionales de hasta diez milisegundos. Mediante el uso de la trilateración , la diferencia en los tiempos de llegada ayuda a determinar la fuente de la onda, especialmente cuando se agrega un tercer instrumento similar como Virgo , ubicado a una distancia aún mayor en Europa. [59]
Cada observatorio admite un sistema de vacío ultra alto en forma de L , que mide 4 kilómetros (2,5 millas) en cada lado. Se pueden configurar hasta cinco interferómetros en cada sistema de vacío.
El Observatorio LIGO Livingston alberga un interferómetro láser en la configuración primaria. Este interferómetro se actualizó con éxito en 2004 con un sistema de aislamiento de vibraciones activo basado en actuadores hidráulicos que proporcionan un factor de aislamiento de 10 en la banda de 0,1 a 5 Hz. La vibración sísmica en esta banda se debe principalmente a ondas microsísmicas y fuentes antropogénicas (tráfico, tala, etc.).
El Observatorio LIGO Hanford alberga un interferómetro, casi idéntico al del Observatorio Livingston. Durante las fases LIGO inicial y mejorada, un interferómetro de media longitud funcionó en paralelo con el interferómetro principal. Para este interferómetro de 2 km, las cavidades del brazo de Fabry-Pérot tenían la misma delicadeza óptica y, por lo tanto, la mitad del tiempo de almacenamiento que los interferómetros de 4 km. Con la mitad del tiempo de almacenamiento, la sensibilidad a la deformación teórica fue tan buena como la de los interferómetros de longitud completa por encima de 200 Hz, pero solo la mitad a bajas frecuencias. Durante la misma era, Hanford retuvo su sistema de aislamiento sísmico pasivo original debido a la actividad geológica limitada en el sureste de Washington.
Operación
Los parámetros de esta sección se refieren al experimento LIGO avanzado . El interferómetro primario consta de dos líneas de haz de 4 km de longitud que forman un interferómetro de Michelson reciclado con energía con brazos etalon Gires-Tournois . Un láser Nd: YAG de 1064 nm preestabilizado emite un rayo con una potencia de 20 W que atraviesa un espejo de reciclaje de energía. El espejo transmite completamente la luz incidente del láser y refleja la luz del otro lado aumentando la potencia del campo de luz entre el espejo y el divisor de haz subsiguiente a 700 W. Desde el divisor de haz, la luz viaja a lo largo de dos brazos ortogonales. Mediante el uso de espejos parcialmente reflectantes, se crean cavidades de Fabry-Pérot en ambos brazos que aumentan la longitud de trayectoria efectiva de la luz láser en el brazo. La potencia del campo de luz en la cavidad es de 100 kW. [60]
Cuando una onda gravitacional pasa a través del interferómetro, el espacio-tiempo en el área local se altera. Dependiendo de la fuente de la onda y su polarización, esto da como resultado un cambio efectivo en la longitud de una o ambas cavidades. El cambio de longitud efectivo entre los haces hará que la luz que se encuentra actualmente en la cavidad se desfase ligeramente (antifase) con la luz entrante. Por lo tanto, la cavidad perderá periódicamente la coherencia ligeramente y los haces, que están sintonizados para interferir destructivamente en el detector, tendrán una desafinación muy leve que varía periódicamente. Esto da como resultado una señal medible. [61]
Después de un equivalente de aproximadamente 280 viajes por los 4 km de longitud hasta los espejos lejanos y viceversa, [62] los dos haces separados abandonan los brazos y se vuelven a combinar en el divisor de haces. Los rayos que regresan de dos brazos se mantienen desfasados, de modo que cuando los brazos están en coherencia e interferencia (como cuando no hay una onda gravitacional que los atraviese), sus ondas de luz se restan y no debe llegar luz al fotodiodo . Cuando una onda gravitacional pasa a través del interferómetro, las distancias a lo largo de los brazos del interferómetro se acortan y alargan, lo que hace que los haces se desfasen un poco menos. Esto da como resultado que los rayos entren en fase, creando una resonancia , por lo tanto, algo de luz llega al fotodiodo, lo que indica una señal. La luz que no contiene una señal se devuelve al interferómetro utilizando un espejo de reciclaje de energía, lo que aumenta la potencia de la luz en los brazos. En el funcionamiento real, las fuentes de ruido pueden provocar un movimiento en la óptica que produce efectos similares a las señales de ondas gravitacionales reales; Gran parte del arte y la complejidad del instrumento radica en encontrar formas de reducir estos movimientos espurios de los espejos. Los observadores comparan las señales de ambos sitios para reducir los efectos del ruido. [63]
Observaciones
Con base en los modelos actuales de eventos astronómicos y las predicciones de la teoría general de la relatividad , se espera que las ondas gravitacionales [64] [65] [66] que se originan a decenas de millones de años luz de la Tierra distorsionen los 4 kilómetros (2.5 mi ) espacio entre espejos de aproximadamente10 -18 m , a menos de una milésima del diámetro de carga de un protón . De manera equivalente, este es un cambio relativo en la distancia de aproximadamente una parte en 10 21 . Un evento típico que podría causar un evento de detección sería la última etapa inspiral y la fusión de dos agujeros negros de 10 masas solares , no necesariamente ubicados en la galaxia de la Vía Láctea, que se espera que resulte en una secuencia muy específica de señales que a menudo se resumen por el eslogan chirrido, ráfaga, timbre de modo cuasi normal, caída exponencial.
En su cuarto Science Run a finales de 2004, los detectores LIGO demostraron sensibilidades al medir estos desplazamientos dentro de un factor de 2 de su diseño.
Durante la quinta prueba científica de LIGO en noviembre de 2005, la sensibilidad alcanzó la especificación de diseño principal de una cepa detectable de una parte en 10 21 durante unaAncho de banda de 100 Hz . Por lo general, se espera que la línea de base inspiral de dos estrellas de neutrones de masa aproximadamente solar sea observable si ocurre dentro de unos 8 millones de parsecs (26 × 10 6 ly ), o la vecindad del grupo local , promediado en todas las direcciones y polarizaciones. También en este momento, LIGO y GEO 600 (el detector interferométrico entre Alemania y el Reino Unido) comenzaron una carrera científica conjunta, durante la cual recopilaron datos durante varios meses. Virgo (el detector de interferometría franco-italiano) se incorporó en mayo de 2007. La quinta serie científica finalizó en 2007, después de que un análisis exhaustivo de los datos de esta serie no descubriera ningún evento de detección inequívoco.
En febrero de 2007, GRB 070201, un breve estallido de rayos gamma llegó a la Tierra desde la dirección de la galaxia de Andrómeda . La explicación predominante de la mayoría de los estallidos cortos de rayos gamma es la fusión de una estrella de neutrones con una estrella de neutrones o un agujero negro. LIGO informó una no detección de GRB 070201, descartando una fusión a la distancia de Andrómeda con alta confianza. Tal restricción se basó en que LIGO eventualmente demostrara una detección directa de ondas gravitacionales. [67]
LIGO mejorado
Después de la finalización de Science Run 5, el LIGO inicial se actualizó con ciertas tecnologías, planificadas para LIGO avanzado pero disponibles y capaces de adaptarse al LIGO inicial, lo que resultó en una configuración de rendimiento mejorado denominada Enhanced LIGO. [68] Algunas de las mejoras en Enhanced LIGO incluyen:
- Aumento de la potencia del láser
- Detección homodina
- Limpiador de modo de salida
- Hardware de lectura en vacío
Science Run 6 (S6) comenzó en julio de 2009 con las configuraciones mejoradas en los detectores de 4 km. [69] Concluyó en octubre de 2010 y comenzó el desmontaje de los detectores originales.
LIGO avanzado
Después de 2010, LIGO se desconectó durante varios años para realizar una actualización importante, instalando los nuevos detectores avanzados LIGO en las infraestructuras del Observatorio LIGO.
El proyecto siguió atrayendo a nuevos miembros, con la contribución de la Universidad Nacional de Australia y la Universidad de Adelaide a Advanced LIGO, y cuando el Laboratorio LIGO inició la primera serie de observación 'O1' con los detectores Advanced LIGO en septiembre de 2015, la Colaboración Científica LIGO incluyó a más de 900 científicos en todo el mundo. [9]
La primera ejecución de observación operó a una sensibilidad aproximadamente 3 veces mayor que la del LIGO inicial, [70] y una sensibilidad mucho mayor para sistemas más grandes con su radiación máxima en frecuencias de audio más bajas. [71]
El 11 de febrero de 2016, las colaboraciones de LIGO y Virgo anunciaron la primera observación de ondas gravitacionales . [42] [60] La señal se denominó GW150914 . [60] [72] La forma de onda apareció el 14 de septiembre de 2015, solo dos días después de que los detectores LIGO avanzados comenzaron a recopilar datos después de su actualización. [42] [73] [74] Coincidió con las predicciones de la relatividad general [64] [65] [66] para la espiral hacia adentro y la fusión de un par de agujeros negros y el posterior ringdown del agujero negro único resultante. Las observaciones demostraron la existencia de sistemas binarios de agujeros negros de masa estelar y la primera observación de una fusión de agujeros negros binarios.
El 15 de junio de 2016, LIGO anunció la detección de un segundo evento de onda gravitacional, registrado el 26 de diciembre de 2015, a las 3:38 UTC. El análisis de la señal observada indicó que el evento fue causado por la fusión de dos agujeros negros con masas de 14,2 y 7,5 masas solares, a una distancia de 1.400 millones de años luz. [45] La señal se denominó GW151226 . [75]
La segunda serie de observación (O2) se llevó a cabo desde el 30 de noviembre de 2016 [76] al 25 de agosto de 2017, [77] con Livingston logrando una mejora de la sensibilidad del 15-25% sobre O1, y con la sensibilidad de Hanford similar a O1. [78] En este período, LIGO vio varios eventos de ondas gravitacionales adicionales: GW170104 en enero; GW170608 en junio; y otros cinco entre julio y agosto de 2017. Varios de estos también fueron detectados por la Colaboración Virgo. [79] [80] [81] A diferencia de las fusiones de agujeros negros que solo son detectables gravitacionalmente, GW170817 provino de la colisión de dos estrellas de neutrones y también fue detectado electromagnéticamente por satélites de rayos gamma y telescopios ópticos. [80]
La tercera ejecución (O3) comenzó el 1 de abril de 2019 [82] y se prevé que dure hasta el 30 de abril de 2020. [83] [84] Las futuras ejecuciones de observación se intercalarán con los esfuerzos de puesta en servicio para mejorar aún más la sensibilidad. Su objetivo es lograr la sensibilidad del diseño en 2021. [40]
El 6 de enero de 2020, LIGO anunció la detección de lo que parecían ser ondas gravitacionales de una colisión de dos estrellas de neutrones, registrada el 25 de abril de 2019 por el detector LIGO Livingston. A diferencia de GW170817, este evento no provocó que se detectara ninguna luz. Además, este es el primer evento publicado para una detección de un solo observatorio, dado que el detector LIGO Hanford estaba temporalmente fuera de línea en ese momento y el evento era demasiado débil para ser visible en los datos de Virgo. [85]
Futuro
LIGO-India
LIGO-India , o INDIGO, es un proyecto de colaboración planificado entre el Laboratorio LIGO y la Iniciativa India en Observaciones de Ondas Gravitacionales (IndIGO) para crear un detector de ondas gravitacionales en India. El Laboratorio LIGO, en colaboración con la Fundación Nacional de Ciencias de EE. UU. Y los socios de Advanced LIGO del Reino Unido, Alemania y Australia, se ha ofrecido a proporcionar todos los diseños y hardware para uno de los tres detectores Advanced LIGO planificados que se instalarán, pondrán en marcha y se instalarán. operado por un equipo indio de científicos en una instalación que se construirá en la India.
El proyecto LIGO-India es una colaboración entre el Laboratorio LIGO y el consorcio LIGO-India: Instituto de Investigación del Plasma, Gandhinagar; IUCAA (Centro Interuniversitario de Astronomía y Astrofísica), Centro de Tecnología Avanzada de Pune y Raja Ramanna, Indore.
La expansión de las actividades mundiales en la detección de ondas gravitacionales para producir una red global eficaz ha sido un objetivo de LIGO durante muchos años. En 2010, una hoja de ruta de desarrollo [86] publicada por el Comité Internacional de Ondas Gravitacionales (GWIC) recomendó que una expansión de la gama global de detectores interferométricos se persiguiera como una prioridad máxima. Una red de este tipo proporcionaría a los astrofísicos capacidades de búsqueda más sólidas y mayores rendimientos científicos. El acuerdo actual entre la Colaboración Científica LIGO y la Colaboración Virgo vincula tres detectores de sensibilidad comparable y forma el núcleo de esta red internacional. Los estudios indican que la localización de fuentes por una red que incluye un detector en India proporcionaría mejoras significativas. [87] [88] Se predice que las mejoras en los promedios de localización serán aproximadamente de un orden de magnitud, con mejoras sustancialmente mayores en ciertas regiones del cielo.
La NSF estaba dispuesta a permitir esta reubicación y sus consiguientes retrasos en el cronograma, siempre y cuando no aumentara el presupuesto de LIGO. Por lo tanto, todos los costos necesarios para construir un laboratorio equivalente a los sitios de LIGO para albergar el detector deberían ser asumidos por el país anfitrión. [89] La primera ubicación distante potencial fue en AIGO en Australia Occidental , [90] sin embargo, el gobierno australiano no estaba dispuesto a comprometer fondos antes de la fecha límite del 1 de octubre de 2011.
Una ubicación en la India se discutió en una reunión de la Comisión Conjunta entre la India y los EE.UU. en junio de 2012. [91] En paralelo, la propuesta fue evaluada por la agencia de financiación de LIGO, la NSF. Dado que la base del proyecto LIGO-India implica la transferencia de uno de los detectores de LIGO a la India, el plan afectaría el trabajo y la programación de las actualizaciones avanzadas de LIGO que ya están en marcha. En agosto de 2012, la Junta Nacional de Ciencias de EE. UU. Aprobó la solicitud del Laboratorio LIGO de modificar el alcance de Advanced LIGO al no instalar el interferómetro Hanford "H2" y prepararlo para su almacenamiento antes de enviarlo a LIGO-India. [92] En India, el proyecto se presentó al Departamento de Energía Atómica y al Departamento de Ciencia y Tecnología para su aprobación y financiación. El 17 de febrero de 2016, menos de una semana después del histórico anuncio de LIGO sobre la detección de ondas gravitacionales, el primer ministro indio , Narendra Modi, anunció que el gabinete había otorgado la aprobación 'en principio' a la mega propuesta científica de LIGO-India. [93]
Se ha seleccionado un lugar cerca del lugar de peregrinación de Aundha Nagnath en el distrito de Hingoli del estado de Maharashtra en el oeste de la India . [94] [95]
A +
Al igual que Enhanced LIGO, ciertas mejoras se incorporarán al instrumento Advanced LIGO existente. Estas se conocen como propuestas A + y están previstas para su instalación a partir de 2019 hasta que el detector actualizado esté operativo en 2024. [96] Los cambios casi duplicarían la sensibilidad de Advanced LIGO, [97] [98] y aumentarían el volumen de espacio buscado. por un factor de siete. [99] Las actualizaciones incluyen:
- Mejoras en el sistema de suspensión de espejos. [100]
- Mayor reflectividad de los espejos.
- Usar luz comprimida dependiente de la frecuencia , que disminuiría simultáneamente la presión de radiación a bajas frecuencias y el ruido de disparo a altas frecuencias, y
- Revestimientos de espejo mejorados con menor pérdida mecánica. [101]
Debido a que el fotodetector de salida LIGO final es sensible a la fase y no a la amplitud, es posible apretar la señal para que haya menos ruido de fase y más ruido de amplitud, sin violar el límite de la mecánica cuántica en su producto. [102] Esto se hace inyectando un "estado de vacío comprimido" en el puerto oscuro (salida del interferómetro) que es más silencioso, en el parámetro relevante, que la oscuridad simple. Se instaló una actualización de este tipo en ambos sitios de LIGO antes de la tercera ejecución de observación. [103] La mejora A + verá la instalación de una cavidad óptica adicional que actúa para rotar la cuadratura de compresión de fase comprimida a altas frecuencias (por encima de 50 Hz) a amplitud comprimida a bajas frecuencias, mitigando así también la presión de radiación de baja frecuencia. ruido.
LIGO Voyager
Se está planificando un detector de tercera generación en los sitios existentes de LIGO con el nombre "LIGO Voyager" para mejorar la sensibilidad en un factor adicional de dos y reducir a la mitad el corte de baja frecuencia a 10 Hz. [104] Los planes requieren que los espejos de vidrio y los láseres de 1064 nm sean reemplazados por masas de prueba de silicio de 160 kg aún más grandes, enfriadas a 123 K (una temperatura alcanzable con nitrógeno líquido ), y un cambio a una longitud de onda de láser más larga en el 1500– Rango de 2200 nm en el que el silicio es transparente. (Muchos documentos asumen una longitud de onda de 1550 nm, pero esto no es definitivo).
La Voyager sería una actualización a A +, que estaría operativa alrededor de 2027-2028. [105]
Explorador cósmico
Un diseño para una instalación más grande con brazos más largos se llama "Explorador Cósmico". Se basa en la tecnología LIGO Voyager, tiene una geometría similar en forma de L tipo LIGO pero con brazos de 40 km. Actualmente, está previsto que la instalación esté en la superficie. Tiene una mayor sensibilidad que el telescopio de Einstein para frecuencias superiores a 10 Hz, pero menor sensibilidad por debajo de 10 Hz. [104]
Ver también
- Telescopio Einstein , un detector europeo de ondas gravitacionales de tercera generación
- Einstein @ Home , un programa voluntario de computación distribuida que se puede descargar para ayudar a los equipos de LIGO / GEO a analizar sus datos.
- GEO600 , un detector de ondas gravitacionales ubicado en Hannover, Alemania
- Holómetro
- Richard A. Isaacson
- PyCBC , un paquete de software de código abierto para ayudar a analizar los datos de LIGO
- Pruebas de relatividad general
- Interferómetro Virgo , un interferómetro ubicado cerca de Pisa, Italia
- Antena espacial de interferómetro láser (LISA)
- LISA Pathfinder
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- Onda de resonancia de luz y ondas gravitacionales - ME Gertsenshtein - JETP Vol. 41 págs. 113-114 (julio de 1961)
- Resonancia electromagnética gravitacional, VB Braginskii, MB Mensky - GR.G. Vol. 3, núm. 4 págs. 401–402 (1972)
- La radiación gravitacional y la perspectiva de su descubrimiento experimental, VB Braginsky - Usp. Fiz. Nauk vol. 86 págs. 433–446 (julio de 1965). Traducción inglesa: Sov. Phys. Uspekhi vol. 8 núm. 4 págs. 513–521 (1966)
- Sobre la detección electromagnética de ondas gravitacionales, VB Braginsky, LP Grishchuck, AG Dooshkevieh, MB Mensky, ID Novikov, MV Sazhin e YB Zeldovisch - GR.G. Vol. 11 No. 6 págs. 407–408 (1979)
- Sobre la propagación de radiación electromagnética en el campo de una onda gravitacional plana, E. Montanari - gr-qc / 9806054 (11 de junio de 1998)
Otras lecturas
- Barish, Barry C. (2000). "La ciencia y la detección de ondas gravitacionales" (PDF) .
- Bartusiak, Marcia (2000). La sinfonía inacabada de Einstein: escuchar los sonidos del espacio-tiempo . Washington, DC: Joseph Henry Press. ISBN 978-0-425-18620-6.
- Saulson, Peter (1994). Fundamentos de los detectores interferométricos de ondas gravitacionales . Singapore River Edge, Nueva Jersey: World Scientific. ISBN 978-981-02-1820-1.
- Collins, Harry M. (2004). La sombra de la gravedad la búsqueda de ondas gravitacionales . Chicago: Prensa de la Universidad de Chicago. ISBN 978-0-226-11378-4.
- Kennefick, Daniel (2007). Viajando a la velocidad del pensamiento: Einstein y la búsqueda de ondas gravitacionales . Princeton, Nueva Jersey: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-11727-0.
- Janna Levin (2016). Black hole blues: y otras canciones del espacio exterior. Nueva York: Alfred A. Knopf. ISBN 978-0307958198
- Collins, Harry, M. (2017). El beso de la gravedad: la detección de ondas gravitacionales . Cambridge, MA y Londres: MIT Press. ISBN 978-0-262-03618-4.
enlaces externos
- Página web de LIGO Scientific Collaboration
- Página web de divulgación de LIGO , con enlaces a resúmenes de los artículos científicos de la Colaboración, escritos para un público en general
- Laboratorio LIGO
- Blog de noticias de LIGO
- Living LIGO blog: responder preguntas sobre la ciencia de LIGO y ser científico por Amber Stuver, miembro de LIGO
- Página de inicio avanzada de LIGO
- Gravedad experimental de Columbia
- Película del Museo Americano de Historia Natural y otros materiales sobre LIGO
- Prototipo de 40 m
- Estudios de movimiento de la tierra Una breve discusión de los esfuerzos para corregir la actividad sísmica y relacionada con el hombre que contribuye a la señal de fondo de los detectores LIGO.
- Física de Caltech 237-2002 Ondas gravitacionales por Kip Thorne Video más notas: Nivel de posgrado pero no asume conocimientos de Relatividad General, Análisis Tensorial o Geometría Diferencial; Parte 1: Teoría (10 conferencias), Parte 2: Detección (9 conferencias)
- Tutorial de Caltech sobre relatividad : una descripción extensa de las ondas gravitacionales y sus fuentes.
- Preguntas y respuestas: Rainer Weiss sobre los orígenes de LIGO en news.mit.edu
- LIGO: una creencia fuerte , 2/11/16 CERN Courier Entrevista con Barry Barish (fecha de publicación del 18 de marzo de 2016).
- Video (3:10): LIGO Orrey (1 de diciembre de 2018) en YouTube