El Observatorio de Ondas Gravitacionales por Interferometría Láser ( LIGO ) es un observatorio y experimento 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 espaciados a cuatro kilómetros de distancia para medir cambios en la longitud (sobre un lapso efectivo de 1120 km) 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 son operados por Caltech y MIT . [3] [4] Recopilaron datos entre 2002 y 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 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 funcionar en 2015. La detección de ondas gravitacionales fue informada en 2016 por la Colaboración Científica LIGO (LSC) y la Colaboración Virgo con la participación internacional de científicos de varias universidades e instituciones de investigación. Los científicos involucrados en el proyecto y el análisis de los datos para la astronomía de ondas gravitacionales están organizados por la 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 diciembre de 2016. [update][ 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 "ejecuciones". A enero de 2022 [update], LIGO ha realizado tres ejecuciones (con una de las ejecuciones dividida en dos "subejecuciones") y ha realizado 90 detecciones de ondas gravitacionales. [14] [15] El mantenimiento y las actualizaciones de los detectores se realizan entre ejecuciones. La primera ejecución, O1, que se realizó del 12 de septiembre de 2015 al 19 de enero de 2016, realizó las tres primeras detecciones, todas fusiones de agujeros negros. La segunda ejecución, O2, que se realizó 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, del 1 de noviembre de 2019 [17] hasta que se suspendió el 27 de marzo de 2020 debido al COVID-19 . [18] La ejecución O3 incluyó la primera detección de la 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 causada por el COVID, y la serie de observaciones O4 de LIGO comenzó el 24 de mayo de 2023. [19] [20] LIGO proyecta un objetivo de sensibilidad de 160-190 Mpc para las fusiones de estrellas de neutrones binarias (sensibilidades: Virgo 80-115 Mpc, KAGRA mayor a 1 Mpc). [21]
El concepto LIGO se basó en el trabajo inicial 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 uso del interferómetro e inició la construcción de un prototipo con financiación militar, pero se terminó antes de que pudiera volverse operativo. [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 interferométricos (interferómetros) fueron construidos a finales de los años 1960 por Robert L. Forward y sus colegas en los Laboratorios de Investigación Hughes (con espejos montados en una placa aislada de vibraciones en lugar de oscilar libremente), y en los años 1970 (con espejos oscilantes libres entre los cuales la luz rebotaba 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 los interferómetros a escala de 1 kilómetro con una sensibilidad adecuada. [22] [26]
Bajo presión de la NSF, se pidió al MIT y al Caltech que unieran sus 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 un solo director, Rochus E. Vogt (Caltech). En 1988, una propuesta de investigación y desarrollo logró financiación. [22] [26] [27] [28] [29] [30]
Entre 1989 y 1994, LIGO no logró avanzar técnica ni organizativamente. Sólo los esfuerzos políticos continuaron para obtener financiación. [22] [31] La financiación actual fue rechazada sistemáticamente hasta 1991, cuando el Congreso de los EE. UU. acordó financiar LIGO para el primer año por 23 millones de dólares. Sin embargo, los requisitos para recibir la financiación no se cumplieron ni se aprobaron, y la NSF cuestionó la base tecnológica y organizativa del proyecto. [27] [28] En 1992, LIGO se reestructuró y Drever ya no participó directamente. [22] [31] [32] [33] En las revisiones del proyecto por parte de la NSF se revelaron problemas de gestión del proyecto y preocupaciones técnicas, lo que resultó en la retención de fondos hasta que congelaron formalmente el gasto en 1993. [22] [31] [34] [35]
En 1994, después de una consulta 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 de laboratorio, [22] [32] [36] y la NSF dejó en claro que LIGO tenía una última oportunidad de obtener apoyo. [31] 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. [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 US$395 millones, LIGO se mantuvo como el proyecto de NSF financiado en general más grande de la historia. El proyecto se inició en Hanford, Washington, a finales de 1994 y en Livingston, Luisiana, en 1995. Cuando la construcción se acercaba a su finalización 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 las instalaciones respaldadas por la NSF en el marco de la Operación LIGO y la 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 ninguna onda gravitacional. En 2004, bajo la dirección de Barish, se establecieron los fondos y las bases para la siguiente fase de desarrollo de LIGO (llamada "LIGO mejorado"). A esto le siguió un cierre de varios años mientras se reemplazaban los detectores por versiones "LIGO avanzado" muy mejoradas. [38] [39] Gran parte del trabajo de investigación y desarrollo para las máquinas LIGO/aLIGO se basó en el trabajo pionero 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 renovación de cinco años que costó 200 millones de dólares, lo que elevó el costo total a 620 millones de dólares. [9] [43] El 18 de septiembre de 2015, Advanced LIGO comenzó sus primeras observaciones científicas formales con una sensibilidad aproximadamente cuatro veces superior a la de los interferómetros LIGO iniciales. [44] Su sensibilidad se mejoraría aún más hasta alcanzar la sensibilidad de diseño prevista alrededor de 2021. [45][update]
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 de física. [48]
El 2 de mayo de 2016, los miembros de la Colaboración Científica LIGO y otros colaboradores recibieron un Premio Especial de Innovación en Física Fundamental por su contribución 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 detectó 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 designada 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 contribuciones decisivas al detector LIGO y la observación de las ondas gravitacionales". Weiss recibió la mitad del dinero total del premio, y Barish y Thorne recibieron una cuarta parte del premio cada uno. [55] [56] [57]
Después de cerrar por mejoras, LIGO reanudó su funcionamiento 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 por COVID, LIGO experimentó una mejora adicional en su sensibilidad, y la ejecución de observación O4 con la nueva sensibilidad comenzó el 24 de mayo de 2023. [19]
La misión de LIGO es observar directamente las 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 fue confirmada 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 otorgado a Hulse y Taylor por este descubrimiento. [60]
La detección directa de las ondas gravitacionales se ha buscado desde hace mucho tiempo. Su descubrimiento ha dado inicio a una nueva rama de la astronomía que complementa 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 sobre 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 la década de 1970. [61]
De hecho, ya en la década de 1960, y quizás antes, se publicaron artículos sobre la resonancia de onda 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 para usar interferómetros para la detección de ondas gravitacionales de longitud de onda muy larga. [63] 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 extensamente las fuentes de ondas gravitacionales y su posible detección. Señaló el artículo de 1962 y mencionó la posibilidad de detectar ondas gravitacionales si la tecnología interferométrica y las técnicas de medición mejoraran.
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. [64]
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 acreción, rotaciones de estrellas de neutrones con cortezas deformadas y los restos de radiación gravitacional creada por el nacimiento del universo . El observatorio puede, en teoría, observar también fenómenos hipotéticos más exóticos, como ondas gravitacionales causadas por cuerdas cósmicas oscilantes o paredes de dominio en colisión .
LIGO opera dos observatorios de ondas gravitacionales al unísono: el Observatorio LIGO Livingston ( 30°33′46.42″N 90°46′27.27″O / 30.5628944, -90.7742417 ) en Livingston, Luisiana , y el Observatorio LIGO Hanford, en el Sitio Hanford del DOE ( 46°27′18.52″N 119°24′27.56″O / 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. [65]
Cada observatorio alberga un sistema de ultra alto vacío en forma de L , de cuatro kilómetros (2,5 millas) de lado. En cada sistema de vacío se pueden instalar hasta cinco interferómetros .
El Observatorio LIGO Livingston alberga un interferómetro láser en configuración primaria. Este interferómetro fue actualizado con éxito en 2004 con un sistema de aislamiento de vibraciones activo basado en actuadores hidráulicos que proporcionan un aislamiento de factor 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 de árboles, etc.).
El Observatorio LIGO de Hanford alberga un interferómetro, casi idéntico al del Observatorio Livingston. Durante las fases inicial y mejorada de LIGO, un interferómetro de media longitud funcionó en paralelo con el interferómetro principal. Para este interferómetro de 2 km, las cavidades del brazo Fabry-Pérot tenían la misma fineza 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 teórica a la deformación era tan buena como la de los interferómetros de longitud completa por encima de los 200 Hz, pero solo la mitad de buena a bajas frecuencias. Durante la misma era, Hanford mantuvo su sistema original de aislamiento sísmico pasivo 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 de 1064 nm preestabilizado 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, lo que aumenta 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 Fabry-Pérot en ambos brazos que aumentan la longitud de trayectoria efectiva de la luz láser en el brazo de 4 km a aproximadamente 1200 km. [66] La potencia del campo de luz en la cavidad es de 100 kW. [67]
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 efectiva entre los haces hará que la luz que se encuentra actualmente en la cavidad se desfase muy ligeramente ( en antifase) con respecto a la luz entrante. Por lo tanto, la cavidad se desfasará periódicamente muy ligeramente y los haces, que están sintonizados para interferir destructivamente en el detector, tendrán una desintonización muy leve que varía periódicamente. Esto da como resultado una señal medible. [68]
Después de un equivalente de aproximadamente 280 viajes a lo largo de los 4 km de longitud hasta los espejos lejanos y de regreso, [69] los dos haces separados abandonan los brazos y se recombinan en el divisor de haz. Los haces 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 ninguna luz debería llegar 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 haces entren en fase, creando una resonancia , por lo tanto, algo de luz llega al fotodiodo e 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 la práctica, las fuentes de ruido pueden provocar movimientos en la óptica, produciendo efectos similares a las señales de ondas gravitacionales reales; gran parte del arte y la complejidad del instrumento consisten 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 son de alrededor de 10 −22 . Después de la reducción de ruido, se puede lograr una relación señal-ruido de alrededor de 20, o mayor cuando se combina con otros detectores de ondas gravitacionales en todo el mundo. [71]
Basándose en 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 el espaciamiento de 4 kilómetros (2,5 millas) entre los espejos en aproximadamente10 −18 m , menos de una milésima parte del diámetro de carga de un protón . Equivalentemente, 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 espiral tardía y la fusión de dos agujeros negros de 10 masas solares , no necesariamente ubicados en la galaxia de la Vía Láctea, lo que se espera que resulte en una secuencia muy específica de señales a menudo resumidas por el lema chirrido, explosión, timbre en modo cuasi normal, decaimiento exponencial.
En su cuarto experimento científico realizado a finales de 2004, los detectores LIGO demostraron una sensibilidad para medir estos desplazamientos con una precisión de un factor de dos de su diseño.
Durante la quinta prueba científica de LIGO en noviembre de 2005, la sensibilidad alcanzó la especificación de diseño primaria de una cepa detectable de una parte en 1021 sobre unAncho de banda de 100 Hz . Se espera que la espiral de referencia de dos estrellas de neutrones de masa similar a la del Sol sea observable si se produce dentro de unos 8 millones de parsecs (26 × 10 6 ly ), o en las proximidades del Grupo Local , promediado en todas las direcciones y polarizaciones. También en este momento, LIGO y GEO 600 (el detector interferométrico alemán-británico) comenzaron una serie de experimentos científicos conjuntos, durante los cuales recopilaron datos durante varios meses. Virgo (el detector interferométrico franco-italiano) se unió en mayo de 2007. La quinta serie de experimentos científicos 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 breves estallidos de rayos gamma es la fusión de una estrella de neutrones con una estrella de neutrones o con un agujero negro. LIGO informó de que no se había detectado GRB 070201, descartando con gran certeza una fusión a la distancia de Andrómeda. Esta limitación se basó en que LIGO acabaría demostrando una detección directa de ondas gravitacionales. [75]
Después de completar Science Run 5, el LIGO inicial se actualizó con ciertas tecnologías, planificadas para el LIGO avanzado pero disponibles y capaces de ser adaptadas al LIGO inicial, lo que resultó en una configuración de rendimiento mejorado denominada LIGO mejorado. [76] Algunas de las mejoras en el LIGO mejorado incluyeron:
La prueba científica 6 (S6) comenzó en julio de 2009 con las 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 importante actualización, 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 observaciones "O1" con los detectores LIGO avanzado en septiembre de 2015, la Colaboración Científica LIGO incluía a más de 900 científicos de todo el mundo. [9]
La primera serie de observaciones 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, llamada GW150914 , [67] [81] se registró el 14 de septiembre de 2015, solo dos días después de que Advanced LIGO comenzara a recopilar datos tras la 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 descendente del agujero negro 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 ondas gravitacionales, 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 fue denominada GW151226 . [84]
La segunda serie de observaciones (O2) se desarrolló del 30 de noviembre de 2016 [85] al 25 de agosto de 2017 [86] , con Livingston logrando una mejora de la sensibilidad del 15-25% sobre O1, y con una sensibilidad de Hanford similar a O1. [87] 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. [88] [89] [90] 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. [89]
El tercer ciclo (O3) comenzó el 1 de abril de 2019 [91] y estaba previsto que durara hasta el 30 de abril de 2020; de hecho, se suspendió en marzo de 2020 debido a la 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 dio como resultado la detección de 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 fue demasiado débil para ser visible en los datos de Virgo. [94]
Se había planeado que la cuarta serie de observaciones (O4) comenzara en diciembre de 2022, [95] pero se pospuso hasta el 24 de mayo de 2023. Se proyecta que O4 continúe hasta febrero de 2025. [19] A partir de O4, los interferómetros están operando 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 el quinto ciclo de observación (O5) comience a finales de 2025 o en 2026. [19]
LIGO-India , o INDIGO, es un proyecto colaborativo planificado entre el Laboratorio LIGO y la Iniciativa India de 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 los Estados Unidos y socios de Advanced LIGO del Reino Unido, Alemania y Australia, ha ofrecido proporcionar todos los diseños y el hardware para uno de los tres detectores Advanced LIGO planificados que serán instalados, puestos en funcionamiento y operados 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 de 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] publicada por el Comité Internacional de Ondas Gravitacionales (GWIC) recomendó que se buscara una expansión del conjunto global de detectores interferométricos como máxima prioridad. Una red de este tipo proporcionaría a los astrofísicos capacidades de búsqueda más robustas 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 incluya un detector en la India proporcionaría mejoras significativas. [98] [99] Se prevé que las mejoras en los promedios de localización sean de aproximadamente un orden de magnitud, con mejoras sustancialmente mayores en ciertas regiones del cielo.
La NSF estaba dispuesta a permitir esta reubicación, y los 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 tendrían que ser asumidos por el país anfitrión. [100] La primera ubicación distante potencial fue 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 junio de 2012, en una reunión de la Comisión Conjunta entre India y Estados Unidos, se discutió la ubicación del proyecto en la India. [102] En paralelo, la propuesta fue evaluada por la agencia de financiación de LIGO, la NSF. 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 Nacional de Ciencias de Estados Unidos aprobó la solicitud del Laboratorio LIGO de modificar el alcance de Advanced LIGO al no instalar el interferómetro Hanford "H2" y prepararlo en su lugar para su almacenamiento con vistas a 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 anuncio histórico 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 megapropuesta científica LIGO-India. [104]
Se ha seleccionado un sitio 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 con un costo de 2600 millones de rupias indias . [107]
Al igual que en el caso del LIGO mejorado, se incorporarán ciertas mejoras al instrumento LIGO avanzado existente. Se trata de propuestas denominadas A+ y su instalación está prevista a partir de 2019 hasta que el detector actualizado esté operativo en 2024. [108] Los cambios prácticamente duplicarían la sensibilidad del LIGO avanzado, [109] [110] y aumentarían el volumen del espacio explorado por un factor de siete. [111] Las mejoras incluyen:
Debido a que el fotodetector de salida final de LIGO es sensible a la fase, y no a la amplitud, es posible comprimir la señal de modo que haya menos ruido de fase y más ruido de amplitud, sin violar el límite mecánico cuántico 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 mejora de compresión se instaló en ambos sitios de LIGO antes de la tercera ejecución de observación. [115] La mejora A+ verá la instalación de una cavidad óptica adicional que actúa para rotar la cuadratura de compresión de compresión de fase comprimida a frecuencias altas (por encima de 50 Hz) a amplitud comprimida a frecuencias bajas, mitigando así también el ruido de presión de radiación de baja frecuencia .
Se está planeando un detector de tercera generación en los sitios LIGO existentes bajo el nombre de "LIGO Voyager" para mejorar la sensibilidad por un factor adicional de dos, y reducir a la mitad el corte de baja frecuencia a 10 Hz. [116] Los planes requieren 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 alcanzable con nitrógeno líquido ), y un cambio a una longitud de onda láser más larga en el rango de 1500-2200 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 versión mejorada de la clase A+ y estaría operativa alrededor de 2027-2028. [117]
El diseño de una instalación más grande, con brazos más largos, se llama " Cosmic Explorer ". Se basa en la tecnología LIGO Voyager y tiene una geometría en forma de L similar a la de LIGO, pero con brazos de 40 km. Actualmente, se prevé que la instalación esté en la superficie. Tiene una mayor sensibilidad 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 desde la Tierra hasta la estrella más cercana con una precisión menor que el ancho de un cabello humano!(es decir, a Próxima Centauri en4.0208 × 10 13 kilómetros ).
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 prevé 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. Se proporcionará una actualización sobre el ciclo de ingeniería previo a O3 a fines del verano de 2018.
La conclusión es que [la sensibilidad] es mejor que al principio de O1; esperamos obtener más detecciones.
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