El Observatorio de Ondas Gravitacionales con Interferómetro Láser ( LIGO ) es un experimento y observatorio de física a gran escala diseñado para detectar ondas gravitacionales cósmicas y desarrollar observaciones de ondas gravitacionales como herramienta astronómica. [1] En Estados Unidos se construyeron dos grandes observatorios 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 [ es necesario aclarar ] de menos de una diezmilésima parte del diámetro de carga de un protón . [2]
Los observatorios LIGO iniciales fueron financiados por la Fundación Nacional de Ciencias de los Estados Unidos (NSF) y fueron concebidos, construidos y operados por Caltech y MIT . [3] [4] Recolectaron 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 contando con el apoyo de la NSF, con importantes contribuciones del Consejo de Instalaciones Científicas y Tecnológicas del Reino Unido , la Sociedad Max Planck de Alemania y el Consejo Australiano de Investigación . [5] [6] Los detectores mejorados comenzaron a funcionar 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 de la astronomía de ondas gravitacionales están organizados por el LSC, que incluye a más de 1.000 científicos en todo el mundo, [7] [8] [9] así como 440.000 usuarios activos de Einstein@Home hasta el momento. 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 sus decisivas contribuciones al detector LIGO y a la observación de ondas gravitacionales". [13]
Las observaciones se realizan en "corridas". En enero de 2022 [actualizar], LIGO realizó tres ejecuciones (una de las ejecuciones se dividió en dos "subejecuciones") y realizó 90 detecciones de ondas gravitacionales. [14] [15] El mantenimiento y las actualizaciones de los detectores se realizan entre ejecuciones. La primera prueba, O1, que se desarrolló del 12 de septiembre de 2015 al 19 de enero de 2016, realizó las tres primeras detecciones, todas fusiones de agujeros negros. La segunda prueba, O2, que se desarrolló del 30 de noviembre de 2016 al 25 de agosto de 2017, realizó ocho detecciones: siete fusiones de agujeros negros y la primera fusión de estrellas de neutrones. [16] La tercera ejecución, O3, comenzó el 1 de abril de 2019; se dividió en O3a, del 1 de abril al 30 de septiembre de 2019, y O3b, desde el 1 de noviembre de 2019 [17] hasta su suspensión el 27 de marzo de 2020 debido al COVID-19 . [18] El experimento O3 detectó por primera vez una fusión de una estrella de neutrones con un agujero negro. [15]
Los observatorios de ondas gravitacionales LIGO, Virgo en Italia y KAGRA en Japón se están coordinando para continuar las observaciones después de la parada provocada por el COVID, y el recorrido de observación O4 de LIGO comenzó el 24 de mayo de 2023. [19] [20] LIGO proyecta un objetivo de sensibilidad de 160 –190 Mpc para fusiones de estrellas de neutrones binarias (sensibilidades: Virgo 80–115 Mpc, KAGRA superior a 1 Mpc). [21]
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, científicos estadounidenses, entre ellos Joseph Weber , así como los científicos soviéticos Mikhail Gertsenshtein y Vladislav Pustovoit, concibieron ideas básicas y prototipos de interferometría láser , [22] [23] y en 1967 Rainer Weiss del MIT publicó un análisis del interferómetro. uso e inició la construcción de un prototipo con financiación militar, pero se dio por terminado antes de que pudiera entrar en funcionamiento. [24] 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. [22]
Los prototipos de detectores de ondas gravitacionales interferométricas (interferómetros) fueron construidos a finales de los años 1960 por Robert L. Forward y sus colegas de los Laboratorios de Investigación Hughes (con espejos montados sobre una placa aislada de vibraciones en lugar de oscilación libre), y en los años 1970 (con espejos de oscilación libre entre cuya luz 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. [25]
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 una sensibilidad adecuada. [22] [26]
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 negó 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 logró financiación. [22] [26] [27] [28] [29] [30]
Desde 1989 hasta 1994, LIGO no logró progresar técnica ni organizativamente. Sólo los esfuerzos políticos continuaron obteniendo financiación. [22] [31] La financiación continua fue rechazada sistemáticamente hasta 1991, cuando el Congreso de los Estados Unidos acordó financiar LIGO durante el primer año por 23 millones de dólares. Sin embargo, los requisitos para recibir la financiación no se cumplieron ni aprobaron, y la NSF cuestionó la base tecnológica y organizativa del proyecto. [27] [28] En 1992, LIGO se reestructuró y Drever ya no era un participante directo. [22] [31] [32] [33] Los problemas técnicos y de gestión del proyecto en curso se revelaron en las revisiones del proyecto por parte de NSF, lo que resultó en la retención de fondos hasta que congelaron formalmente el gasto en 1993. [22] [31] [34 ] [35]
En 1994, después de consultas entre el personal relevante de la NSF, los líderes científicos de LIGO y los presidentes del MIT y Caltech, Vogt renunció y Barry Barish (Caltech) fue nombrado director del laboratorio, [22] [32] [36] y la NSF dejó en claro que LIGO tenía una última oportunidad de apoyo. [31] El equipo de Barish creó un nuevo estudio, presupuesto y plan de proyecto con un presupuesto que superaba las propuestas anteriores en un 40%. Barish propuso a la NSF y a la Junta Nacional de Ciencias construir LIGO como un detector evolutivo, donde la detección de ondas gravitacionales con LIGO inicial sería posible y con LIGO avanzado sería probable. [37] Esta nueva propuesta recibió financiación 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 situó como el mayor proyecto financiado por la NSF de la historia. El proyecto comenzó en Hanford, Washington a finales de 1994 y en Livingston, Luisiana en 1995. Cuando la construcción estaba a punto de finalizar en 1997, bajo el liderazgo de Barish se formaron dos instituciones organizativas, el Laboratorio LIGO y la Colaboración Científica LIGO (LSC). El laboratorio LIGO consta de instalaciones respaldadas por la NSF en el marco de Operación LIGO e I+D avanzada; esto incluye la administración del detector LIGO y las instalaciones de prueba. La Colaboración Científica LIGO es un foro para organizar la investigación técnica y científica 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. [22] [27]
Las operaciones iniciales de LIGO entre 2002 y 2010 no detectaron ondas gravitacionales. En 2004, bajo Barish, se sentaron las bases y la financiación para la siguiente fase del desarrollo de LIGO (llamada "LIGO mejorado"). A esto le siguió un cierre de varios años mientras los detectores eran reemplazados por versiones "Advanced LIGO" muy mejoradas. [38] [39] Gran parte del trabajo de investigación y desarrollo de las máquinas LIGO/aLIGO se basó en trabajos pioneros para el detector GEO600 en Hannover, Alemania. [40] [41] En febrero de 2015, los detectores se pusieron en modo de ingeniería en ambas ubicaciones. [42]
A mediados de septiembre de 2015, "la instalación de ondas gravitacionales más grande del mundo" completó una revisión de cinco años por 200 millones de dólares y un costo total de 620 millones de dólares. [9] [43] El 18 de septiembre de 2015, Advanced LIGO comenzó sus primeras observaciones científicas formales con aproximadamente cuatro veces la sensibilidad de los interferómetros LIGO iniciales. [44] Su sensibilidad se mejoraría aún más hasta que se planeara alcanzar la sensibilidad de diseño alrededor de 2021. [45][actualizar]
El 11 de febrero de 2016, la Colaboración Científica LIGO y la Colaboración Virgo 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 fusionándose a unos 1.300 millones de años luz de la Tierra. . [46] [47]
El actual director ejecutivo, David Reitze, anunció los hallazgos en un evento para los medios 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. [48]
El 2 de mayo de 2016, los miembros de la Colaboración Científica LIGO y otros contribuyentes recibieron un Premio Especial de Innovación en Física Fundamental por contribuir a la detección directa de ondas gravitacionales. [49]
El 16 de junio de 2016, LIGO anunció que se había detectado una segunda señal de la fusión de dos agujeros negros con 14,2 y 7,5 veces la masa del Sol. La señal se captó el 26 de diciembre de 2015, a las 3:38 UTC. [50]
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. [51] [52] Laura Cadonati fue nombrada primera portavoz adjunta. [53]
El 14 de agosto de 2017 se observó una cuarta detección de una fusión de agujeros negros, entre objetos de 30,5 y 25,3 masas solares, y se anunció el 27 de septiembre de 2017. [54]
En 2017, Weiss, Barish y Thorne recibieron el Premio Nobel de Física "por sus decisivas contribuciones al detector LIGO y la observación de ondas gravitacionales". Weiss recibió la mitad del premio total en metálico, y Barish y Thorne recibieron cada uno una cuarta parte del premio. [55] [56] [57]
Después de cerrar por mejoras, LIGO reanudó sus operaciones el 26 de marzo de 2019, y Virgo se unió a la red de detectores de ondas gravitacionales el 1 de abril de 2019. [58] Ambos estuvieron en funcionamiento hasta el 27 de marzo de 2020, cuando la pandemia de COVID-19 detuvo sus operaciones. [18] Durante el cierre de COVID, LIGO experimentó una nueva mejora en la sensibilidad y la observación del experimento O4 con la nueva sensibilidad comenzó el 24 de mayo de 2023. [19]
La misión de LIGO es observar directamente ondas gravitacionales de origen cósmico. Estas ondas fueron predichas por primera vez por la teoría general de la relatividad 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 sobre la pérdida de energía por radiación gravitacional. El Premio Nobel de Física de 1993 fue concedido a Hulse y Taylor por este descubrimiento. [60]
Durante mucho tiempo se había buscado la detección directa de ondas gravitacionales. Su descubrimiento ha lanzado una nueva rama de la astronomía que complementará los telescopios electromagnéticos y los observatorios de neutrinos . Joseph Weber fue pionero en el esfuerzo por detectar ondas gravitacionales en la década de 1960 mediante su trabajo en detectores de barras de masa resonante . Los detectores de barras siguen utilizándose en seis sitios en todo el mundo. En la década de 1970, científicos como 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 los años 1970. [61]
De hecho, ya en la década de 1960, y quizás antes, se publicaron artículos sobre la resonancia ondulatoria de la luz y las ondas gravitacionales. [62] En 1971 se publicó un trabajo sobre métodos para explotar esta resonancia para la detección de ondas gravitacionales de alta frecuencia . En 1962, ME Gertsenshtein y VI Pustovoit publicaron el primer artículo que describía los principios del uso de interferómetros para la detección de ondas gravitacionales de longitud de onda muy larga. [63] Los autores argumentaron que mediante el uso de interferómetros la sensibilidad puede ser de 10 7 a 10 10 veces mejor que mediante el uso de experimentos electromecánicos. Más tarde, en 1965, Braginsky discutió extensamente 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 de que ahora es posible la detección de ondas gravitacionales , de importante interés astrofísico. [64]
En agosto de 2002, LIGO inició su búsqueda de ondas gravitacionales cósmicas. Se esperan emisiones mensurables de ondas gravitacionales de sistemas binarios (colisiones y fusiones 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 acreción, rotaciones de estrellas de neutrones con cortezas 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 dominios en colisión .
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, Luisiana , 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 el origen de la onda, especialmente cuando se suma un tercer instrumento similar como Virgo , situado a una distancia aún mayor en Europa. [sesenta y cinco]
Cada observatorio sostiene un sistema de ultra alto vacío en forma de L , que mide cuatro kilómetros (2,5 millas) de cada lado. En cada sistema de vacío se pueden instalar hasta cinco interferómetros .
El Observatorio LIGO Livingston alberga un interferómetro láser en la configuración primaria. Este interferómetro se actualizó con éxito en 2004 con un sistema activo de aislamiento de vibraciones 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 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 era tan buena como la de los interferómetros de longitud completa por encima de 200 Hz, pero sólo la mitad de buena en bajas frecuencias. Durante la misma época, Hanford conservó su sistema de aislamiento sísmico pasivo original debido a la actividad geológica limitada en el sureste de Washington.
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 de energía reciclada con brazos de etalón de Gires-Tournois . Un láser Nd:YAG preestabilizado de 1064 nm emite un haz con una potencia de 20 W que pasa a través de 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 posterior 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 efectiva del recorrido de la luz láser en el brazo de 4 km a aproximadamente 1200 km. [66] La potencia del campo luminoso en la cavidad es de 100 kW. [67]
Cuando una onda gravitacional pasa a través del interferómetro, se altera el espacio-tiempo en el área local. Dependiendo de la fuente de la onda y de su polarización, esto da como resultado un cambio efectivo en la longitud de una o ambas cavidades. El cambio de longitud efectiva entre los haces hará que la luz actualmente en la cavidad se desfase ligeramente ( antifase) con la luz entrante. Por lo tanto, la cavidad periódicamente perderá muy ligeramente la coherencia y los haces, que están sintonizados para interferir destructivamente en el detector, tendrán una muy ligera desafinación que varía periódicamente. Esto da como resultado una señal medible. [68]
Después de un equivalente de aproximadamente 280 viajes a lo largo de 4 km hasta los espejos lejanos y viceversa, [69] los dos haces separados abandonan los brazos y se recombinan en el divisor de haz. Los rayos que regresan de dos brazos se mantienen desfasados, de modo que cuando los brazos están en coherencia e interferencia (como cuando no pasa ninguna onda gravitacional), sus ondas de luz se restan y no llega 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 estén ligeramente menos desfasados. Esto hace que los rayos entren en fase, creando una resonancia , por lo que llega algo de luz al fotodiodo e indica una señal. La luz que no contiene señal se devuelve al interferómetro mediante un espejo de reciclaje de energía, aumentando así la potencia de la luz en los brazos.
En funcionamiento real, las fuentes de ruido pueden provocar movimiento en la óptica, produciendo efectos similares a las señales de ondas gravitacionales reales; Gran parte del arte y la complejidad del instrumento consiste en encontrar formas de reducir estos movimientos espurios de los espejos. [70] El ruido de fondo y los errores desconocidos (que ocurren a diario) son del orden de 10 −20 , mientras que las señales de ondas gravitacionales rondan los 10 −22 . Después de la reducción de ruido, se puede lograr una relación señal-ruido de alrededor de 20, o superior cuando se combina con otros detectores de ondas gravitacionales de todo el mundo. [71]
Según los modelos actuales de eventos astronómicos y las predicciones de la teoría general de la relatividad , [72] [73] [74] se espera que las ondas gravitacionales que se originan a decenas de millones de años luz de la Tierra distorsionen la órbita de 4 kilómetros (2,5 millas). ) espacio entre espejos de aproximadamente10 −18 m , menos de una milésima parte del diámetro de carga de un protón . De manera equivalente, este es un cambio relativo en la distancia de aproximadamente una parte en 1021 . Un evento típico que podría causar un evento de detección sería la última etapa de inspiración y fusión de dos agujeros negros de 10 masas solares , no necesariamente ubicados en la Vía Láctea, que se espera que dé como resultado una secuencia muy específica de señales que a menudo se resumen por el eslogan chirrido, ráfaga, timbre en modo casi normal, decadencia exponencial.
En su cuarta carrera científica a finales de 2004, los detectores LIGO demostraron sensibilidades al medir estos desplazamientos con un margen de error de dos de su diseño.
Durante la quinta carrera científica de LIGO en noviembre de 2005, la sensibilidad alcanzó la especificación de diseño principal de una tensión detectable de una parte en 1021 sobre unAncho de banda de 100 Hz . Normalmente se espera que la línea de base de dos estrellas de neutrones de aproximadamente masa solar sea observable si ocurre dentro de aproximadamente 8 millones de pársecs (26 × 10 6 ly ), o en las proximidades del Grupo Local , promediando todas las direcciones y polarizaciones. También en ese momento, LIGO y GEO 600 (el detector interferométrico alemán-británico) comenzaron una prueba científica conjunta, durante la cual recopilaron datos durante varios meses. Virgo (el detector interferométrico franco-italiano) se unió en mayo de 2007. La quinta prueba científica finalizó en 2007, después de que un análisis exhaustivo de los datos de esta prueba no revelara ningún evento de detección inequívoco.
En febrero de 2007, GRB 070201, una breve explosión de rayos gamma llegó a la Tierra procedente de la galaxia de Andrómeda . La explicación predominante de la mayoría de las explosiones cortas de rayos gamma es la fusión de una estrella de neutrones con una estrella de neutrones o con un agujero negro. LIGO informó una no detección de GRB 070201, descartando con alta confianza una fusión a la distancia de Andrómeda. Esta restricción se basó en que LIGO finalmente demostrara una detección directa de ondas gravitacionales. [75]
Después de completar 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 LIGO mejorado. [76] Algunas de las mejoras en LIGO mejorado incluyeron:
Science Run 6 (S6) comenzó en julio de 2009 con configuraciones mejoradas en los detectores de 4 km. [77] Concluyó en octubre de 2010 y comenzó el desmontaje de los detectores originales.
Después de 2010, LIGO estuvo fuera de línea durante varios años para realizar una actualización importante, instalando los nuevos detectores LIGO avanzados en las infraestructuras del Observatorio LIGO.
El proyecto continuó atrayendo nuevos miembros, con la Universidad Nacional Australiana y la Universidad de Adelaida contribuyendo a LIGO Avanzado, y cuando el Laboratorio LIGO comenzó la primera serie de observación 'O1' con los detectores LIGO Avanzado en septiembre de 2015, la Colaboración Científica LIGO Incluyó a más de 900 científicos de todo el mundo. [9]
La primera serie de observación funcionó con una sensibilidad aproximadamente tres veces mayor que la del LIGO inicial, [79] y una sensibilidad mucho mayor para sistemas más grandes con su radiación máxima en frecuencias de audio más bajas. [80]
El 11 de febrero de 2016, las colaboraciones LIGO y Virgo anunciaron la primera observación de ondas gravitacionales . [47] [67] La señal se denominó GW150914 . [67] [81] La forma de onda apareció el 14 de septiembre de 2015, apenas dos días después de que los detectores LIGO avanzados comenzaran a recopilar datos después de su actualización. [47] [82] [83] Coincidió con las predicciones de la relatividad general [72] [73] [74] para la espiral interna y la fusión de un par de agujeros negros y el posterior anillo 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 binaria de agujeros negros.
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. [50] La señal se denominó GW151226 . [84]
La segunda serie de observación (O2) se realizó del 30 de noviembre de 2016 [85] al 25 de agosto de 2017, [86] y Livingston logró una mejora de la sensibilidad del 15 al 25 % con respecto a O1, y con la sensibilidad de Hanford similar a O1. [87] En este período, LIGO vio varios eventos de ondas gravitacionales más: GW170104 en enero; GW170608 en junio; y otros cinco entre julio y agosto de 2017. Varios de ellos también fueron detectados por la Colaboración Virgo. [88] [89] [90] A diferencia de las fusiones de agujeros negros que solo son detectables gravitacionalmente, GW170817 surgió de la colisión de dos estrellas de neutrones y también fue detectado electromagnéticamente por satélites de rayos gamma y telescopios ópticos. [89]
La tercera ejecución (O3) comenzó el 1 de abril de 2019 [91] y estaba previsto que durara hasta el 30 de abril de 2020; de hecho fue suspendido en marzo de 2020 debido al COVID-19 . [18] [92] [93] 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 la detección de ninguna luz. Además, este es el primer evento publicado para la 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. [94]
Se planeó que la cuarta serie de observación (O4) comenzara en diciembre de 2022, [95] pero se pospuso hasta el 24 de mayo de 2023. Se prevé que O4 continúe hasta febrero de 2025. [19] A partir de O4, los interferómetros están funcionando a una sensibilidad de 155-175 Mpc, [19] dentro del rango de sensibilidad de diseño de 160-190 Mpc para eventos de estrellas de neutrones binarias. [96]
Se prevé que la quinta serie de observación (O5) comience a finales de 2025 o en 2026. [19]
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 la India. El Laboratorio LIGO, en colaboración con la Fundación Nacional de Ciencias de EE. UU. y 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 funcionamiento y 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), Pune y Centro Raja Ramanna de Tecnología Avanzada, Indore.
La expansión de las actividades mundiales en la detección de ondas gravitacionales para producir una red global efectiva ha sido un objetivo de LIGO durante muchos años. En 2010, una hoja de ruta de desarrollo [97] emitida por el Comité Internacional de Ondas Gravitacionales (GWIC) recomendó que se buscara como máxima prioridad una expansión de la gama global de detectores interferométricos. 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 mediante una red que incluya un detector en la India proporcionaría mejoras significativas. [98] [99] Se predice que las mejoras en los promedios de localización serán de aproximadamente 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 LIGO para albergar el detector tendrían que ser sufragados por el país anfitrión. [100] La primera ubicación distante potencial fue en AIGO en Australia Occidental , [101] sin embargo, el gobierno australiano no estaba dispuesto a comprometer fondos antes de la fecha límite del 1 de octubre de 2011.
En una reunión de la Comisión Conjunta entre India y Estados Unidos en junio de 2012 se discutió una ubicación en la India. [102] Paralelamente, la agencia de financiación de LIGO, la NSF, evaluó la propuesta. Como 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 de Advanced LIGO que ya están en marcha. En agosto de 2012, la Junta Científica Nacional de EE. UU. aprobó la solicitud del Laboratorio LIGO de modificar el alcance de Advanced LIGO al no instalar el interferómetro Hanford "H2" y, en cambio, prepararlo para su almacenamiento en previsión de enviarlo a LIGO-India. [103] En la 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 concedido la aprobación "en principio" a la megapropuesta científica LIGO-India. [104]
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 . [105] [106]
El 7 de abril de 2023, el Gabinete de Gobierno de la India aprobó el proyecto LIGO-India. La construcción comenzará en el distrito Hingoli de Maharashtra a un costo de 2.600 millones de rupias . [107]
Al igual que LIGO mejorado, se incorporarán ciertas mejoras al instrumento LIGO avanzado existente. Estas se conocen como propuestas A+ y su instalación está prevista a partir de 2019 hasta que el detector actualizado esté operativo en 2024. [108] Los cambios casi duplicarían la sensibilidad de Advanced LIGO, [109] [110] y aumentarían el volumen de espacio buscado por un factor de siete. [111] Las actualizaciones incluyen:
Debido a que el fotodetector de salida final LIGO es sensible a la fase y no a la amplitud, es posible comprimir la señal para que haya menos ruido de fase y más ruido de amplitud, sin violar el límite de la mecánica cuántica de su producto. [114] 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 simple oscuridad. Esta actualización de compresión se instaló en ambos sitios LIGO antes de la tercera ronda de observación. [115] La mejora A+ supondrá la instalación de una cavidad óptica adicional que actúa para rotar la cuadratura de compresión de fase comprimida en altas frecuencias (por encima de 50 Hz) a amplitud comprimida en bajas frecuencias, mitigando así también la presión de radiación de baja frecuencia. ruido.
Se está planificando un detector de tercera generación en los sitios LIGO existentes bajo 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. [116] Los planes exigen que los espejos de vidrio y los láseres de 1064 nm sean reemplazados por masas de prueba de silicio aún más grandes de 160 kg, enfriadas a 123 K (una temperatura que se puede lograr con nitrógeno líquido ), y un cambio a una longitud de onda láser más larga en los 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+ y estaría operativa alrededor de 2027-2028. [117]
Un diseño para una instalación más grande con brazos más largos se llama " Cosmic Explorer ". Este está basado en la tecnología LIGO Voyager, tiene una geometría en forma de L similar al tipo LIGO pero con brazos de 40 km. Actualmente está previsto que la instalación esté en la superficie. Tiene una sensibilidad más alta que el Telescopio Einstein para frecuencias superiores a 10 Hz, pero una sensibilidad menor por debajo de 10 Hz. [116]
¡Esto equivale a medir la distancia de la Tierra a la estrella más cercana con una precisión menor que el ancho de un cabello humano!(es decir, a Próxima Centauri en4,0208 × 10 13 km ).
Los detectores avanzados de LIGO ya son tres veces más sensibles que el LIGO inicial al final de su vida útil de observación.
Actualmente se proyecta que el inicio de O3 comience a principios de 2019. Se proporcionarán actualizaciones una vez que se complete la fase de instalación y haya comenzado la fase de puesta en servicio. A finales del verano de 2018 se proporcionará una actualización sobre la ejecución de ingeniería antes de O3.
La conclusión es que [la sensibilidad] es mejor que al comienzo del O1; Esperamos obtener más detecciones.
{{cite book}}: Mantenimiento CS1: varios nombres: lista de autores ( enlace )
