La Antena Espacial de Interferometría Láser ( LISA ) es una sonda espacial planificada para detectar y medir con precisión las ondas gravitacionales [2] —pequeñas ondulaciones en el tejido del espacio-tiempo— de fuentes astronómicas. [3] LISA será el primer observatorio espacial dedicado a las ondas gravitacionales . Su objetivo es medir las ondas gravitacionales directamente mediante el uso de interferometría láser . El concepto LISA presenta tres naves espaciales dispuestas en un triángulo equilátero con cada lado de 2,5 millones de kilómetros de largo, volando en una órbita heliocéntrica similar a la de la Tierra . La distancia entre los satélites se monitorea con precisión para detectar una onda gravitacional que pase. [2]
El proyecto LISA comenzó como un esfuerzo conjunto entre la NASA y la Agencia Espacial Europea (ESA). Sin embargo, en 2011, la NASA anunció que no podría continuar su asociación LISA con la Agencia Espacial Europea [4] debido a limitaciones de financiación. [5] El proyecto es un experimento reconocido del CERN (RE8). [6] [7] Un diseño a escala reducida inicialmente conocido como el Nuevo Observatorio de Ondas Gravitacionales ( NGO ) fue propuesto como uno de los tres grandes proyectos en los planes a largo plazo de la ESA . [8] En 2013, la ESA seleccionó 'El Universo Gravitacional' como el tema para uno de sus tres grandes proyectos en la década de 2030 [9] [10] por el cual se comprometió a lanzar un observatorio de ondas gravitacionales basado en el espacio.
En enero de 2017, se propuso LISA como misión candidata. [11] El 20 de junio de 2017, la misión sugerida recibió su objetivo de autorización para la década de 2030 y fue aprobada como una de las principales misiones de investigación de la ESA. [12] [13]
El 25 de enero de 2024, la ESA adoptó formalmente la misión LISA. Esta adopción reconoce que el concepto y la tecnología de la misión son lo suficientemente avanzados como para que pueda comenzar la construcción de la nave espacial y sus instrumentos. [14]
La misión LISA está diseñada para la observación directa de ondas gravitacionales , que son distorsiones del espacio-tiempo que viajan a la velocidad de la luz . Las ondas gravitacionales que pasan por el espacio comprimen y estiran alternativamente el propio espacio en una cantidad minúscula. Las ondas gravitacionales son causadas por eventos energéticos en el universo y, a diferencia de cualquier otra radiación , pueden pasar sin obstáculos por la masa intermedia. El lanzamiento de LISA agregará un nuevo sentido a la percepción del universo de los científicos y les permitirá estudiar fenómenos que son invisibles a la luz normal. [15] [16]
Las fuentes potenciales de señales son la fusión de agujeros negros masivos en el centro de las galaxias , [17] agujeros negros masivos orbitados por pequeños objetos compactos , conocidos como espirales de relación de masa extrema , [18] sistemas binarios de estrellas compactas, [19] objetos subestelares que orbitan dichos sistemas binarios, [20] y posiblemente otras fuentes de origen cosmológico, como una transición de fase cosmológica poco después del Big Bang , [21] y objetos astrofísicos especulativos como cuerdas cósmicas y límites de dominio . [22]
El objetivo principal de la misión LISA es detectar y medir las ondas gravitacionales producidas por sistemas binarios compactos y fusiones de agujeros negros supermasivos. LISA observará las ondas gravitacionales midiendo los cambios diferenciales en la longitud de sus brazos, detectados por interferometría láser. [23] Cada una de las tres naves espaciales LISA contiene dos telescopios, dos láseres y dos masas de prueba (cada una de ellas un cubo de oro/platino de 46 mm, aproximadamente 2 kg, recubierto de oro), dispuestos en dos conjuntos ópticos apuntando a las otras dos naves espaciales. [11] Estos forman interferómetros de tipo Michelson , cada uno centrado en una de las naves espaciales, con las masas de prueba definiendo los extremos de los brazos. [24] Todo el conjunto, que es diez veces más grande que la órbita de la Luna, se colocará en órbita solar a la misma distancia del Sol que la Tierra, pero a 20 grados de la Tierra, y con los planos orbitales de las tres naves espaciales inclinados con respecto a la eclíptica unos 0,33 grados, lo que da como resultado que el plano de la formación triangular de la nave espacial esté inclinado 60 grados con respecto al plano de la eclíptica. [23] La distancia lineal media entre la formación y la Tierra será de 50 millones de kilómetros. [25]
Para eliminar las fuerzas no gravitacionales, como la presión de la luz y el viento solar , sobre las masas de prueba, cada nave espacial se construye como un satélite de arrastre cero . La masa de prueba flota libremente en su interior, en caída libre, mientras que la nave espacial que la rodea absorbe todas estas fuerzas no gravitacionales locales. Luego, utilizando sensores capacitivos para determinar la posición de la nave espacial en relación con la masa, propulsores muy precisos ajustan la nave espacial para que la siga, manteniéndose centrada alrededor de la masa. [26]
Cuanto más largos sean los brazos, más sensible será el detector a las ondas gravitacionales de largo período, pero su sensibilidad a longitudes de onda más cortas que los brazos se reduce (2.500.000 km son 8,3 segundos luz , o 0,12 Hz [comparado con la sensibilidad máxima de LIGO alrededor de 500 Hz]). Como los satélites vuelan libremente, el espaciamiento se ajusta fácilmente antes del lanzamiento, con límites superiores impuestos por los tamaños de los telescopios requeridos en cada extremo del interferómetro (que están restringidos por el tamaño del carenado de carga útil del vehículo de lanzamiento ) y la estabilidad de la órbita de la constelación (las constelaciones más grandes son más sensibles a los efectos gravitacionales de otros planetas, lo que limita la vida útil de la misión). Otro factor dependiente de la longitud que debe compensarse es el "ángulo de punto adelante" entre los rayos láser entrantes y salientes; El telescopio debe recibir su haz entrante desde donde estaba su compañero hace unos segundos, pero enviar su haz saliente a donde estará su compañero dentro de unos segundos .
La propuesta LISA original de 2008 tenía brazos de 5 millones de kilómetros (5 Gm) de largo. [27] Cuando se redujo el alcance a eLISA en 2013, se propusieron brazos de 1 millón de kilómetros. [28] La propuesta LISA aprobada en 2017 tiene brazos de 2,5 millones de kilómetros (2,5 Gm) de largo. [29] [11]
Como la mayoría de los observatorios de ondas gravitacionales modernos , LISA se basa en la interferometría láser . Sus tres satélites forman un interferómetro de Michelson gigante en el que dos satélites "transpondedores" desempeñan el papel de reflectores y un satélite "maestro" el papel de fuente y observador. Cuando una onda gravitacional pasa por el interferómetro, las longitudes de los dos brazos de LISA varían debido a las distorsiones espacio-temporales causadas por la onda. En la práctica, LISA mide un cambio de fase relativo entre un láser local y un láser distante mediante interferencia de luz . La comparación entre la frecuencia del rayo láser observado (haz de retorno) y la frecuencia del rayo láser local (haz enviado) codifica los parámetros de la onda. El principio de las mediciones de distancia entre satélites mediante interferometría láser se implementó con éxito en el interferómetro de distancia láser a bordo del GRACE Follow-On . [30]
A diferencia de los observatorios terrestres de ondas gravitacionales, LISA no puede mantener sus brazos "bloqueados" en una posición a una longitud fija. En cambio, las distancias entre los satélites varían significativamente a lo largo de la órbita de cada año, y el detector debe realizar un seguimiento de la distancia en constante cambio, contando los millones de longitudes de onda en las que cambia la distancia cada segundo. Luego, las señales se separan en el dominio de la frecuencia : los cambios con períodos inferiores a un día son señales de interés, mientras que los cambios con períodos de un mes o más son irrelevantes.
Esta diferencia significa que LISA no puede utilizar cavidades de brazos resonantes Fabry-Pérot de alta precisión y sistemas de reciclaje de señales como los detectores terrestres, lo que limita su precisión en la medición de longitud. Pero con brazos casi un millón de veces más largos, los movimientos a detectar son correspondientemente mayores.
En 2015 se lanzó una misión de prueba de la ESA llamada LISA Pathfinder (LPF) para probar la tecnología necesaria para poner una masa de prueba en condiciones de caída libre (casi) perfectas. [31] LPF consiste en una sola nave espacial con uno de los brazos del interferómetro LISA acortado a unos 38 cm (15 pulgadas), de modo que quepa dentro de una sola nave espacial. La nave espacial alcanzó su ubicación operativa en órbita heliocéntrica en el punto de Lagrange L1 el 22 de enero de 2016, donde se sometió a la puesta en servicio de la carga útil. [32] La investigación científica comenzó el 8 de marzo de 2016. [33] El objetivo de LPF era demostrar un nivel de ruido 10 veces peor que el necesario para LISA. Sin embargo, LPF superó este objetivo por un amplio margen, acercándose a los niveles de ruido requeridos por LISA. [34]
La astronomía de ondas gravitacionales busca utilizar mediciones directas de ondas gravitacionales para estudiar sistemas astrofísicos y probar la teoría de la gravedad de Einstein . La evidencia indirecta de las ondas gravitacionales se derivó de las observaciones de los períodos orbitales decrecientes de varios púlsares binarios , como el púlsar Hulse-Taylor . [36] En febrero de 2016, el proyecto LIGO avanzado anunció que había detectado directamente ondas gravitacionales de una fusión de agujeros negros. [37] [38] [39]
Para observar las ondas gravitacionales se necesitan dos cosas: una fuente potente de ondas gravitacionales (como la fusión de dos agujeros negros ) y una sensibilidad de detección extremadamente alta. Un instrumento como LISA debería poder medir desplazamientos relativos con una resolución de 20 picómetros (menos que el diámetro de un átomo de helio) a lo largo de una distancia de un millón de kilómetros, lo que arrojaría una sensibilidad a la deformación mejor que 1 parte en 10 20 en la banda de baja frecuencia, de alrededor de un milihertz.
Un detector tipo LISA es sensible a la banda de baja frecuencia del espectro de ondas gravitacionales, que contiene muchas fuentes astrofísicamente interesantes. [40] Un detector de este tipo observaría señales de estrellas binarias dentro de nuestra galaxia (la Vía Láctea ); [41] [42] señales de agujeros negros supermasivos binarios en otras galaxias ; [43] e inspirales y ráfagas de relación de masas extremas producidas por un objeto compacto de masa estelar que orbita un agujero negro supermasivo. [44] [45] También hay señales más especulativas como señales de transiciones de fase cosmológicas , cuerdas cósmicas y ondas gravitacionales primordiales generadas durante la inflación cosmológica . [46]
LISA podrá detectar las ondas gravitacionales casi monocromáticas que emanan de sistemas binarios cercanos que consisten en dos objetos estelares compactos ( enanas blancas , estrellas de neutrones y agujeros negros ) en la Vía Láctea . A bajas frecuencias, se espera que sean tan numerosos que formen una fuente de ruido (de primer plano) para el análisis de datos de LISA. A frecuencias más altas, se espera que LISA detecte y resuelva alrededor de 25.000 sistemas binarios compactos galácticos. El estudio de la distribución de las masas, los períodos y las ubicaciones de esta población nos enseñará sobre la formación y evolución de los sistemas binarios en la galaxia. Además, LISA podrá resolver 10 sistemas binarios actualmente conocidos a partir de observaciones electromagnéticas (y encontrar ≈500 más con contrapartes electromagnéticas dentro de un grado cuadrado). El estudio conjunto de estos sistemas permitirá la inferencia sobre otros mecanismos de disipación en estos sistemas, por ejemplo, a través de interacciones de marea. [11] Uno de los sistemas binarios conocidos actualmente que LISA podrá resolver es el sistema binario de enanas blancas ZTF J1539+5027 con un período de 6,91 minutos, el segundo par de sistemas binarios de enanas blancas con el período más corto descubierto hasta la fecha. [47] [48]
LISA también podrá detectar la presencia de grandes planetas y enanas marrones orbitando sistemas binarios de enanas blancas. Se estima que el número de detecciones de este tipo en la Vía Láctea oscilará entre 17 en un escenario pesimista y más de 2000 en un escenario optimista, e incluso podrían ser posibles detecciones extragalácticas en las Nubes de Magallanes , mucho más allá de las capacidades actuales de otros métodos de detección de exoplanetas . [20] [49] [50]
LISA podrá detectar las ondas gravitacionales de la fusión de un par de agujeros negros masivos con una masa de chirp entre 10 4 y 10 7 masas solares desde su formación más temprana en un corrimiento al rojo de alrededor de z ≈ 10. Los modelos de población más conservadores esperan que ocurran al menos unos pocos eventos de este tipo cada año. Para fusiones más cercanas ( z < 3), podrá determinar los giros de los componentes, que llevan información sobre la evolución pasada de los componentes (por ejemplo, si han crecido principalmente a través de acreción o fusiones). Para fusiones alrededor del pico de formación estelar ( z ≈ 2) LISA podrá localizar fusiones dentro de 100 grados cuadrados en el cielo nocturno al menos 24 horas antes de la fusión real, lo que permitirá que los telescopios electromagnéticos busquen contrapartes, con el potencial de presenciar la formación de un cuásar después de una fusión. [11]
Las espirales de razón de masa extrema (EMRIs) consisten en un objeto estelar compacto (<60 masas solares) en una órbita de decaimiento lento alrededor de un agujero negro masivo de alrededor de 10 5 masas solares. Para el caso ideal de una órbita prograda alrededor de un agujero negro de rotación (casi) máxima, LISA podrá detectar estos eventos hasta z = 4. Las EMRI son interesantes porque evolucionan lentamente, pasando alrededor de 10 5 órbitas y entre unos meses y unos años en la banda de sensibilidad de LISA antes de fusionarse. Esto permite mediciones muy precisas (hasta un error de 1 en 10 4 ) de las propiedades del sistema, incluyendo la masa y el giro del objeto central y la masa y los elementos orbitales ( excentricidad e inclinación ) del objeto más pequeño. Se espera que las EMRI ocurran regularmente en los centros de la mayoría de las galaxias y en cúmulos estelares densos. Estimaciones de población conservadoras predicen al menos un evento detectable por año para LISA. [11]
LISA también podrá detectar las ondas gravitacionales que emanan de las fusiones de sistemas binarios de agujeros negros en los que el agujero negro más ligero se encuentra en el rango intermedio (entre 10 2 y 10 4 masas solares). En el caso de que ambos componentes sean agujeros negros intermedios entre 600 y 10 4 masas solares, LISA podrá detectar eventos con desplazamientos al rojo de hasta 1. En el caso de un agujero negro de masa intermedia que se transforma en espiral en un agujero negro masivo (entre 10 4 y 10 6 masas solares), los eventos serán detectables hasta al menos z = 3. Dado que se sabe poco sobre la población de agujeros negros de masa intermedia, no hay una buena estimación de las tasas de eventos para estos eventos. [11]
Tras el anuncio de la primera detección de ondas gravitacionales , GW150914, se advirtió que LISA podría detectar un evento similar mucho antes de la fusión. [51] Según las tasas de eventos estimadas por LIGO, se espera que LISA detecte y resuelva alrededor de 100 sistemas binarios que se fusionarían unas semanas o meses después en la banda de detección de LIGO. LISA podrá predecir con precisión el momento de la fusión con antelación y localizar el evento con 1 grado cuadrado en el cielo. Esto facilitará en gran medida las posibilidades de búsqueda de eventos electromagnéticos equivalentes. [11]
Las señales de ondas gravitacionales de los agujeros negros podrían proporcionar pistas sobre una teoría más fundamental de la gravedad. [11] LISA podrá probar posibles modificaciones de la teoría general de la relatividad de Einstein, motivadas por la energía oscura o la materia oscura. [52] Estas podrían manifestarse, por ejemplo, a través de modificaciones de la propagación de las ondas gravitacionales, o a través de la posibilidad de agujeros negros peludos . [52]
LISA podrá medir de forma independiente el corrimiento al rojo y la distancia de eventos que ocurren relativamente cerca ( z < 0,1) a través de la detección de fusiones masivas de agujeros negros y EMRIs. En consecuencia, puede hacer una medición independiente del parámetro de Hubble H 0 que no depende del uso de la escala de distancia cósmica . La precisión de tal determinación está limitada por el tamaño de la muestra y, por lo tanto, la duración de la misión. Con una vida útil de la misión de 4 años, se espera poder determinar H 0 con un error absoluto de 0,01 (km/s)/Mpc. A rangos mayores, los eventos LISA pueden vincularse (estocásticamente) a contrapartes electromagnéticas, para restringir aún más la curva de expansión del universo. [11]
LISA será sensible al fondo de ondas gravitacionales estocásticas generadas en el universo temprano a través de varios canales, incluida la inflación , las transiciones de fase cosmológicas de primer orden relacionadas con la ruptura espontánea de la simetría y las cuerdas cósmicas. [11]
LISA también buscará fuentes de ondas gravitacionales desconocidas (y no modeladas) en la actualidad. La historia de la astrofísica ha demostrado que siempre que se dispone de un nuevo rango de frecuencias o medio de detección aparecen nuevas fuentes inesperadas. Estas podrían incluir, por ejemplo, curvaturas y cúspides en cuerdas cósmicas. [11]
LISA será sensible al desplazamiento permanente inducido en las masas de la sonda por las ondas gravitacionales, conocido como efecto de memoria gravitacional . [53]
Las búsquedas anteriores de ondas gravitacionales en el espacio se llevaron a cabo durante períodos cortos por misiones planetarias que tenían otros objetivos científicos primarios (como Cassini-Huygens ), utilizando el seguimiento Doppler de microondas para monitorear las fluctuaciones en la distancia Tierra-nave espacial. Por el contrario, LISA es una misión dedicada que utilizará interferometría láser para lograr una sensibilidad mucho mayor. [ cita requerida ] Otras antenas de ondas gravitacionales , como LIGO , Virgo y GEO600 , ya están en funcionamiento en la Tierra, pero su sensibilidad a bajas frecuencias está limitada por las mayores longitudes de brazo prácticas, por el ruido sísmico y por la interferencia de masas en movimiento cercanas. Por el contrario, NANOGrav mide frecuencias demasiado bajas para LISA. Los diferentes tipos de sistemas de medición de ondas gravitacionales (LISA, NANOGrav y detectores terrestres) son complementarios en lugar de competitivos, al igual que los observatorios astronómicos en diferentes bandas electromagnéticas (por ejemplo, ultravioleta e infrarrojo ). [54]
Los primeros estudios de diseño para un detector de ondas gravitacionales que se lanzaría al espacio se realizaron en la década de 1980 bajo el nombre de LAGOS (Laser Antena for Gravitational radiation Observation in Space). LISA se propuso por primera vez como misión a la ESA a principios de la década de 1990. Primero como candidata para el ciclo M3 y más tarde como "misión fundamental" para el programa "Horizon 2000 plus". A medida que avanzaba la década, el diseño se fue refinando hasta una configuración triangular de tres naves espaciales con tres brazos de 5 millones de kilómetros. Esta misión se presentó como una misión conjunta entre la ESA y la NASA en 1997. [55] [56]
En la década de 2000, la misión conjunta ESA/NASA LISA fue identificada como candidata para el puesto "L1" en el programa Cosmic Vision 2015-2025 de la ESA. Sin embargo, debido a los recortes presupuestarios, la NASA anunció a principios de 2011 que no contribuiría a ninguna de las misiones de clase L de la ESA. No obstante, la ESA decidió impulsar el programa y encargó a las misiones candidatas a L1 que presentaran versiones de coste reducido que pudieran volarse sin salirse del presupuesto de la ESA. Se diseñó una versión reducida de LISA con solo dos brazos de 1 millón de kilómetros bajo el nombre de NGO (New/Next Gravitational wave Observatory). A pesar de que NGO ocupaba el primer puesto en términos de potencial científico, la ESA decidió volar Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) como su misión L1. Una de las principales preocupaciones era que la misión LISA Pathfinder había sufrido retrasos técnicos, lo que hacía incierto si la tecnología estaría lista para la fecha de lanzamiento L1 proyectada. [55] [56]
Poco después, la ESA anunció que seleccionaría temas para sus misiones L2 y L3 de clase grande . Se formuló un tema llamado "el Universo Gravitacional" con la ONG reducida rebautizada eLISA como una misión de hombre de paja. [57] En noviembre de 2013, la ESA anunció que seleccionó "el Universo Gravitacional" para su misión L3 (lanzamiento esperado en 2034). [58] Después de la detección exitosa de ondas gravitacionales por LIGO, detectores terrestres en septiembre de 2015, la NASA expresó su interés en volver a unirse a la misión como socio menor. En respuesta a una convocatoria de la ESA para propuestas de misión para la misión L3 con la temática "Universo Gravitacional", [59] se presentó una propuesta de misión para un detector con tres brazos de 2,5 millones de kilómetros nuevamente llamado LISA en enero de 2017. [11]
Se espera que LISA se lance en enero de 2024 en 2035 en un Ariane 6 , [1] dos años antes de lo anunciado previamente. [60]
Así como la luz se presenta en un espectro, o en una variedad de longitudes de onda, también lo hacen las ondas gravitacionales. Diferentes longitudes de onda apuntan a diferentes tipos de orígenes cósmicos y requieren diferentes tipos de detectores.
