La primera observación directa de ondas gravitacionales se realizó el 14 de septiembre de 2015 y fue anunciada por las colaboraciones LIGO y Virgo el 11 de febrero de 2016. [3] [4] [5] Anteriormente, las ondas gravitacionales se habían inferido solo indirectamente, a través de su efecto en el tiempo de los púlsares en sistemas estelares binarios . La forma de onda , detectada por ambos observatorios LIGO, [6] coincidió con las predicciones de la relatividad general [7] [8] [9] para una onda gravitacional que emana de la espiral interna y la fusión de dos agujeros negros (de 36 M ☉ y 29 M ☉ ) y el posterior ringdown [b] de un único remanente de agujero negro de 62 M ☉ . La señal se denominó GW150914 (de onda gravitacional y la fecha de observación 2015-09-14). [3] [11] También fue la primera observación de una fusión de agujeros negros binarios, lo que demuestra tanto la existencia de sistemas binarios de agujeros negros de masa estelar como el hecho de que tales fusiones podrían ocurrir dentro de la edad actual del universo .
Esta primera observación directa fue reportada en todo el mundo como un logro notable por muchas razones. Los esfuerzos para probar directamente la existencia de tales ondas habían estado en curso durante más de cincuenta años, y las ondas son tan minúsculas que el propio Albert Einstein dudó de que pudieran detectarse alguna vez. [12] [13] Las ondas emitidas por la fusión cataclísmica de GW150914 llegaron a la Tierra como una ondulación en el espacio-tiempo que cambió la longitud de un lapso efectivo LIGO de 1.120 km en una milésima del ancho de un protón , [11] proporcionalmente equivalente a cambiar la distancia a la estrella más cercana fuera del Sistema Solar en el ancho de un cabello. [14] [c] La energía liberada por el binario mientras giraba en espiral y se fusionaba fue inmensa, con la energía de3.0+0,5
-0,5 c2M☉ ( 5.3+0,9
-0,8× 1047 julios o5300+900
−800 enemigos ) en total irradiados como ondas gravitacionales, alcanzando una tasa de emisión máxima en sus últimos milisegundos de aproximadamente3.6+0,5
-0,4× 1049 vatios , un nivel mayor que la potencia combinada de toda la luz irradiada por todas las estrellas del universo observable . [3] [4] [15] [16] [d]
La observación confirmó la última predicción directamente no detectada restante de la relatividad general y corroboró sus predicciones de distorsión del espacio-tiempo en el contexto de eventos cósmicos a gran escala (conocidos como pruebas de campo fuertes ). Fue anunciada como la inauguración de una nueva era de la astronomía de ondas gravitacionales , que permite observaciones de eventos astrofísicos violentos que antes no eran posibles y permite la observación directa de la historia más temprana del universo . [3] [18] [19] [20] [21] El 15 de junio de 2016, se anunciaron dos detecciones más de ondas gravitacionales, realizadas a fines de 2015. [22] Se realizaron ocho observaciones más en 2017, incluida GW170817 , la primera fusión observada de estrellas de neutrones binarias , que también se observó en radiación electromagnética .
Albert Einstein predijo la existencia de ondas gravitacionales en 1916, [24] [25] sobre la base de su teoría de la relatividad general . [26] La relatividad general interpreta la gravedad como una consecuencia de distorsiones en el espacio-tiempo causadas por la presencia de masa , y además implica que ciertos movimientos o aceleraciones de estas masas causarán distorsiones - u "ondulaciones" - en el espacio-tiempo que se propagarán hacia afuera desde la fuente a la velocidad de la luz. Einstein consideró esto principalmente una curiosidad, ya que entendió que estas ondulaciones serían demasiado minúsculas para detectarlas utilizando cualquier tecnología prevista en ese momento. [13] Como consecuencia adicional de la conservación de la energía , la energía irradiada por ondas gravitacionales desde un sistema de dos objetos en órbita mutua haría que se deslicen lentamente en espiral hacia adentro, aunque nuevamente, este efecto sería extremadamente diminuto y, por lo tanto, difícil de observar. [27]
Un caso en el que las ondas gravitacionales serían más fuertes es durante los momentos finales de la fusión de dos objetos compactos como estrellas de neutrones o agujeros negros . A lo largo de un lapso de millones de años, las estrellas de neutrones binarias y los agujeros negros binarios pierden energía, en gran parte a través de ondas gravitacionales, y como resultado, se acercan en espiral . Al final de este proceso, los dos objetos alcanzarán velocidades extremas, y en la fracción final de segundo de su fusión, una cantidad sustancial de su masa se convertiría teóricamente en energía gravitacional y viajaría hacia afuera como ondas gravitacionales, [28] lo que permitiría una probabilidad mayor de lo habitual de detección. Sin embargo, como se sabía poco sobre la cantidad de sistemas binarios compactos en el universo y alcanzar esa etapa final puede ser muy lento, había poca certeza en cuanto a la frecuencia con la que podrían ocurrir tales eventos. [29]
Las ondas gravitacionales se pueden detectar indirectamente (observando fenómenos celestes causados por ondas gravitacionales) o más directamente mediante instrumentos como el LIGO basado en la Tierra o el instrumento LISA, planificado para su uso en el espacio . [30]
La evidencia de las ondas gravitacionales se dedujo por primera vez en 1974 a través del movimiento del sistema de doble estrella de neutrones PSR B1913+16 , en el que una de las estrellas es un púlsar que emite pulsos electromagnéticos en frecuencias de radio a intervalos precisos y regulares mientras gira. Russell Hulse y Joseph Taylor , quienes descubrieron las estrellas, también demostraron que con el tiempo, la frecuencia de los pulsos se acortaba y que las estrellas se acercaban gradualmente en espiral unas a otras con una pérdida de energía que coincidía estrechamente con la energía predicha que irradiarían las ondas gravitacionales. [31] [32] Por este trabajo, Hulse y Taylor recibieron el Premio Nobel de Física en 1993. [33] Otras observaciones de este púlsar y otros en sistemas múltiples (como el sistema de doble púlsar PSR J0737-3039 ) también concuerdan con la Relatividad General con alta precisión. [34] [35]
Durante muchas décadas posteriores a su predicción no fue posible observar directamente las ondas gravitacionales debido al minúsculo efecto que habría que detectar y separar del fondo de vibraciones presentes en todas partes de la Tierra. En los años 60 se sugirió una técnica llamada interferometría y, con el tiempo, la tecnología se desarrolló lo suficiente como para que esta técnica fuera factible.
En el método actual utilizado por LIGO, un haz láser se divide y las dos mitades se recombinan después de recorrer caminos diferentes. Los cambios en la longitud de los caminos o el tiempo que tardan los dos haces divididos, causados por el efecto de las ondas gravitacionales que pasan, en alcanzar el punto donde se recombinan se revelan como " latidos ". Esta técnica es extremadamente sensible a los pequeños cambios en la distancia o el tiempo que se tarda en recorrer los dos caminos. En teoría, un interferómetro con brazos de unos 4 km de largo sería capaz de revelar el cambio de espacio-tiempo -una pequeña fracción del tamaño de un solo protón- cuando una onda gravitacional de suficiente fuerza pasa a través de la Tierra desde otro lugar. Este efecto sería perceptible solo para otros interferómetros de un tamaño similar, como el Virgo , el GEO 600 y los detectores KAGRA e INDIGO planificados . En la práctica, se necesitarían al menos dos interferómetros porque cualquier onda gravitacional se detectaría en ambos, pero otros tipos de perturbaciones generalmente no estarían presentes en ambos. Esta técnica permite distinguir la señal buscada del ruido . Este proyecto se fundó finalmente en 1992 con el nombre de Observatorio de ondas gravitacionales por interferometría láser (LIGO) . Los instrumentos originales se actualizaron entre 2010 y 2015 (a LIGO avanzado), lo que dio como resultado un aumento de alrededor de 10 veces su sensibilidad original. [36]
LIGO opera dos observatorios de ondas gravitacionales al unísono, ubicados a 3002 km (1865 mi) de distancia: 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 DOE Hanford ( 46°27′18.52″N 119°24′27.56″O / 46.4551444, -90.7742417 ) en Livingston, Luisiana , y el Observatorio LIGO Hanford, en el Sitio DOE Hanford ( 46°27′18.52″N 119°24′27.56″O / 46.4551444, -90.7742417 ). 46.4551444; -119.4076556 ) cerca de Richland, Washington . Los pequeños cambios en la longitud de sus brazos se comparan continuamente y se siguen los patrones significativos que parecen surgir sincrónicamente para determinar si se pudo haber detectado una onda gravitacional o si alguna otra causa fue responsable.
Las operaciones iniciales de LIGO, entre 2002 y 2010, no detectaron ningún evento estadísticamente significativo que pudiera confirmarse como ondas gravitacionales. A esto le siguió un cierre de varios años mientras los detectores eran reemplazados por versiones "Advanced LIGO" mucho más mejoradas. [37] En febrero de 2015, los dos detectores avanzados fueron puestos en modo de ingeniería, en el que los instrumentos están funcionando a pleno rendimiento con el fin de probar y confirmar que funcionan correctamente antes de ser utilizados para la investigación, [38] y las observaciones científicas formales comenzarán el 18 de septiembre de 2015. [39]
Durante el desarrollo y las observaciones iniciales de LIGO, se introdujeron varias "inyecciones a ciegas" de señales de ondas gravitacionales falsas para probar la capacidad de los investigadores de identificar dichas señales. Para proteger la eficacia de las inyecciones a ciegas, solo cuatro científicos de LIGO sabían cuándo se producían dichas inyecciones, y esa información se revelaba solo después de que los investigadores hubieran analizado exhaustivamente una señal. [40] El 14 de septiembre de 2015, mientras LIGO estaba funcionando en modo de ingeniería pero sin ninguna inyección de datos a ciegas, el instrumento informó de una posible detección de ondas gravitacionales. El evento detectado recibió el nombre de GW150914. [41]
GW150914 fue detectado por los detectores LIGO en Hanford, estado de Washington, y Livingston, Luisiana , EE. UU., a las 9:50:45 UTC del 14 de septiembre de 2015. [4] [11] Los detectores LIGO estaban operando en "modo de ingeniería", lo que significa que estaban funcionando completamente pero aún no habían comenzado una fase formal de "investigación" (que debía comenzar tres días después, el 18 de septiembre), por lo que inicialmente hubo una duda sobre si las señales habían sido detecciones reales o datos simulados para fines de prueba antes de que se determinara que no eran pruebas. [42]
La señal de chirrido duró más de 0,2 segundos y aumentó en frecuencia y amplitud en aproximadamente 8 ciclos de 35 Hz a 250 Hz. [3] La señal está en el rango audible y ha sido descrita como similar al "chirrido" de un pájaro ; [4] Los astrofísicos y otras partes interesadas de todo el mundo respondieron con entusiasmo imitando la señal en las redes sociales tras el anuncio del descubrimiento. [4] [43] [44] [45] (La frecuencia aumenta porque cada órbita es notablemente más rápida que la anterior durante los momentos finales antes de la fusión).
El detonante que indicó una posible detección se informó dentro de los tres minutos posteriores a la adquisición de la señal, utilizando métodos de búsqueda rápida ("en línea") que proporcionan un análisis inicial rápido de los datos de los detectores. [3] Después de la alerta automática inicial a las 9:54 UTC, una secuencia de correos electrónicos internos confirmó que no se habían realizado inyecciones programadas o no programadas y que los datos parecían limpios. [40] [46] Después de esto, el resto del equipo colaborador fue informado rápidamente de la detección tentativa y sus parámetros. [47]
Un análisis estadístico más detallado de la señal y de 16 días de datos circundantes desde el 12 de septiembre al 20 de octubre de 2015 identificó a GW150914 como un evento real, con una significancia estimada de al menos 5,1 sigma [3] o un nivel de confianza del 99,99994%. [48] Se observaron picos de onda correspondientes en Livingston siete milisegundos antes de que llegaran a Hanford. Las ondas gravitacionales se propagan a la velocidad de la luz , y la disparidad es consistente con el tiempo de viaje de la luz entre los dos sitios. [3] Las ondas habían viajado a la velocidad de la luz durante más de mil millones de años. [49]
En el momento del evento, el detector de ondas gravitacionales Virgo (cerca de Pisa, Italia ) estaba fuera de línea y en proceso de actualización; si hubiera estado en línea, probablemente habría sido lo suficientemente sensible como para detectar también la señal, lo que habría mejorado enormemente el posicionamiento del evento. [4] GEO600 (cerca de Hannover , Alemania) no fue lo suficientemente sensible como para detectar la señal. [3] En consecuencia, ninguno de esos detectores pudo confirmar la señal medida por los detectores LIGO. [4]
El evento ocurrió a una distancia de luminosidad de440+160
−180 megaparsecs [1] : 6 (determinado por la amplitud de la señal), [4] o1,4 ± 0,6 mil millones de años luz , lo que corresponde a un corrimiento al rojo cosmológico de0,093+0,030
−0,036( intervalos de credibilidad del 90% ). El análisis de la señal junto con el corrimiento al rojo inferido sugirió que se produjo por la fusión de dos agujeros negros con masas de35+5
−3tiempos y30+3
−4veces la masa del Sol (en el marco de origen), lo que resulta en un agujero negro posterior a la fusión de62+4
−3 M ☉ . [1] : 6 La masa-energía del elemento faltante Se irradiaron 3,0 ± 0,5 M ☉ en forma de ondas gravitacionales. [3]
Durante los últimos 20 milisegundos de la fusión, la potencia de las ondas gravitacionales radiadas alcanzó un máximo de aproximadamente3,6 × 10 49 vatios o 526 dBm – 50 veces mayor [50] que la potencia combinada de toda la luz irradiada por todas las estrellas en el universo observable . [3] [4] [15] [16] La cantidad de esta energía que fue recibida por todo el planeta Tierra fue de unos 36 mil millones de julios, de los cuales solo una pequeña cantidad fue absorbida. [51]
A lo largo de los 0,2 segundos de duración de la señal detectable, la velocidad tangencial (orbital) relativa de los agujeros negros aumentó del 30% al 60% de la velocidad de la luz . La frecuencia orbital de 75 Hz (la mitad de la frecuencia de la onda gravitacional) significa que los objetos estaban orbitando entre sí a una distancia de solo 350 km en el momento en que se fusionaron. Los cambios de fase en la polarización de la señal permitieron calcular la frecuencia orbital de los objetos y, junto con la amplitud y el patrón de la señal, permitieron calcular sus masas y, por lo tanto, sus velocidades finales extremas y la separación orbital (distancia de separación) cuando se fusionaron. Esa información mostró que los objetos tenían que ser agujeros negros, ya que cualquier otro tipo de objeto conocido con estas masas habría sido físicamente más grande y, por lo tanto, se habría fusionado antes de ese punto, o no habría alcanzado tales velocidades en una órbita tan pequeña. La masa de estrella de neutrones más alta observada es 2 M ☉ , con un límite superior conservador para la masa de una estrella de neutrones estable de 3 M ☉ , de modo que un par de estrellas de neutrones no habría tenido suficiente masa para explicar la fusión (a menos que existan alternativas exóticas, por ejemplo, estrellas de bosones ), [2] [3] mientras que un par de estrella de neutrones y agujero negro se habría fusionado antes, lo que daría como resultado una frecuencia orbital final que no fue tan alta. [3]
La descomposición de la forma de onda después de alcanzar su pico fue consistente con las oscilaciones amortiguadas de un agujero negro a medida que se relajaba hasta una configuración fusionada final. [3] Aunque el movimiento en espiral de los sistemas binarios compactos se puede describir bien a partir de cálculos post-newtonianos , [52] la etapa de fusión del campo gravitacional fuerte solo se puede resolver en total generalidad mediante simulaciones de relatividad numérica a gran escala . [53] [54] [55]
En el modelo y análisis mejorados, se descubre que el objeto posterior a la fusión es un agujero negro Kerr giratorio con un parámetro de giro de0,68+0,05
−0,06, [1] es decir, uno con 2/3 del momento angular máximo posible para su masa.
Las dos estrellas que formaron los dos agujeros negros probablemente se formaron unos 2 mil millones de años después del Big Bang con masas de entre 40 y 100 veces la masa del Sol . [56] [57]
Los instrumentos de ondas gravitacionales son monitores de cielo completo con poca capacidad para resolver señales espacialmente. Se necesita una red de tales instrumentos para localizar la fuente en el cielo mediante triangulación . Con solo los dos instrumentos LIGO en modo de observación, la ubicación de la fuente de GW150914 solo se pudo limitar a un arco en el cielo. Esto se hizo mediante el análisis de la6.9+0,5
-0,4ms de retardo de tiempo, junto con la coherencia de amplitud y fase en ambos detectores. Este análisis produjo una región creíble de 150 grados 2 con una probabilidad del 50% o 610 grados 2 con una probabilidad del 90% ubicada principalmente en el hemisferio celeste sur , [2] : 7 : fig 4 en la dirección aproximada de (pero mucho más lejos que) las Nubes de Magallanes . [4] [11]
A modo de comparación, el área de la constelación de Orión es de 594 grados 2. [58 ]
El telescopio espacial de rayos gamma Fermi informó que su instrumento Gamma-Ray Burst Monitor (GBM) detectó un estallido de rayos gamma débil por encima de los 50 keV, que comenzó 0,4 segundos después del evento LIGO y con una región de incertidumbre posicional que se superpone a la de la observación LIGO. El equipo de Fermi calculó las probabilidades de que un evento de este tipo fuera el resultado de una coincidencia o ruido en un 0,22 %. [59] Sin embargo, no se habría esperado un estallido de rayos gamma, y las observaciones del instrumento SPI-ACS del telescopio INTEGRAL , que abarca todo el cielo, indicaron que cualquier emisión de energía en rayos gamma y rayos X duros del evento fue inferior a una millonésima parte de la energía emitida como ondas gravitacionales, lo que "excluye la posibilidad de que el evento esté asociado con una radiación de rayos gamma sustancial, dirigida hacia el observador". Si la señal observada por el GBM de Fermi fuera genuinamente astrofísica, INTEGRAL habría indicado una detección clara con una significancia de 15 sigma por encima de la radiación de fondo. [60] El telescopio espacial AGILE tampoco detectó una contraparte en rayos gamma del evento. [61]
Un análisis posterior realizado por un grupo independiente, publicado en junio de 2016, desarrolló un enfoque estadístico diferente para estimar el espectro del transitorio de rayos gamma. Concluyó que los datos del GBM de Fermi no mostraban evidencia de un estallido de rayos gamma, y que se trataba de radiación de fondo o de un transitorio del albedo de la Tierra en una escala de tiempo de 1 segundo. [62] [63] Sin embargo, una refutación de este análisis posterior señaló que el grupo independiente tergiversó el análisis del artículo original del equipo del GBM de Fermi y, por lo tanto, malinterpretó los resultados del análisis original. La refutación reafirmó que la probabilidad de falsa coincidencia se calcula empíricamente y no es refutada por el análisis independiente. [64] [65]
No se espera que las fusiones de agujeros negros del tipo que se cree que produjo el evento de ondas gravitacionales produzcan estallidos de rayos gamma, ya que no se espera que los sistemas binarios de agujeros negros de masa estelar tengan grandes cantidades de materia en órbita. Avi Loeb ha teorizado que si una estrella masiva está rotando rápidamente, la fuerza centrífuga producida durante su colapso conducirá a la formación de una barra giratoria que se rompe en dos grupos densos de materia con una configuración de mancuerna que se convierte en un sistema binario de agujeros negros, y al final del colapso de la estrella desencadena un estallido de rayos gamma. [66] [67] Loeb sugiere que el retraso de 0,4 segundos es el tiempo que tardó el estallido de rayos gamma en cruzar la estrella, en relación con las ondas gravitacionales. [67] [68]
El área de origen reconstruida fue el objetivo de observaciones de seguimiento que abarcaron longitudes de onda de radio , ópticas , infrarrojas cercanas , rayos X y rayos gamma junto con búsquedas de neutrinos coincidentes . [2] Sin embargo, debido a que LIGO aún no había comenzado su funcionamiento científico, la notificación a otros telescopios se retrasó. [ cita requerida ]
El telescopio ANTARES no detectó ningún candidato a neutrino en un plazo de ±500 segundos desde GW150914. El Observatorio de Neutrinos IceCube detectó tres candidatos a neutrinos en un plazo de ±500 segundos desde GW150914. Un evento se encontró en el cielo del sur y dos en el cielo del norte. Esto fue consistente con la expectativa de los niveles de detección de fondo. Ninguno de los candidatos fue compatible con el área de confianza del 90% del evento de fusión. [69] Aunque no se detectaron neutrinos, la falta de tales observaciones proporcionó un límite a la emisión de neutrinos de este tipo de evento de ondas gravitacionales. [69]
Las observaciones realizadas por la misión Swift Gamma-Ray Burst de galaxias cercanas en la región de detección, dos días después del evento, no detectaron ninguna fuente nueva de rayos X, óptica o ultravioleta. [70]
El anuncio de la detección se realizó el 11 de febrero de 2016 [4] en una conferencia de prensa en Washington, DC por David Reitze , el director ejecutivo de LIGO, [6] con un panel compuesto por Gabriela González , Rainer Weiss y Kip Thorne , de LIGO, y France A. Córdova , el director de NSF . [4] Barry Barish realizó la primera presentación sobre este descubrimiento a una audiencia científica simultáneamente con el anuncio público. [71]
El documento de anuncio inicial se publicó durante la conferencia de prensa en Physical Review Letters [3] , y otros documentos se publicaron poco después [19] o estuvieron disponibles inmediatamente en forma de preimpresión . [72]
En mayo de 2016, la colaboración completa, y en particular Ronald Drever , Kip Thorne y Rainer Weiss , recibieron el Premio Especial Breakthrough en Física Fundamental por la observación de ondas gravitacionales. [73] Drever, Thorne, Weiss y el equipo de descubrimiento de LIGO también recibieron el Premio Gruber en Cosmología . [74] Drever, Thorne y Weiss también fueron galardonados con el Premio Shaw 2016 en Astronomía [75] [76] y el Premio Kavli 2016 en Astrofísica. [77] Barish fue galardonado con el Premio Enrico Fermi 2016 de la Sociedad Italiana de Física ( Società Italiana di Fisica). [78] En enero de 2017, la portavoz de LIGO Gabriela González y el equipo de LIGO fueron galardonados con el Premio Bruno Rossi 2017. [79]
El Premio Nobel de Física de 2017 fue otorgado a Rainer Weiss, Barry Barish y Kip Thorne "por contribuciones decisivas al detector LIGO y la observación de ondas gravitacionales". [80]
La observación fue anunciada como la inauguración de una era revolucionaria en la astronomía de ondas gravitacionales . [81] Antes de esta detección, los astrofísicos y cosmólogos podían hacer observaciones basadas en la radiación electromagnética (incluyendo luz visible, rayos X, microondas, ondas de radio, rayos gamma) y entidades similares a partículas ( rayos cósmicos , vientos estelares , neutrinos , etc.). Estas tienen limitaciones significativas: la luz y otras radiaciones pueden no ser emitidas por muchos tipos de objetos, y también pueden quedar oscurecidas u ocultas detrás de otros objetos. Los objetos como las galaxias y las nebulosas también pueden absorber, reemitir o modificar la luz generada dentro o detrás de ellos, y las estrellas compactas o exóticas pueden contener material oscuro y silencioso en la radio, y como resultado hay poca evidencia de su presencia más allá de sus interacciones gravitacionales. [82] [83]
El 15 de junio de 2016, el grupo LIGO anunció una observación de otra señal de ondas gravitacionales, llamada GW151226 . [84] Se predijo que el LIGO avanzado detectaría cinco fusiones de agujeros negros más como GW150914 en su próxima campaña de observación desde noviembre de 2016 hasta agosto de 2017 (resultaron ser siete ), y luego 40 fusiones de estrellas binarias cada año, además de un número desconocido de fuentes de ondas gravitacionales más exóticas, algunas de las cuales pueden no ser anticipadas por la teoría actual. [11]
Se espera que las actualizaciones planificadas dupliquen la relación señal-ruido , expandiendo el volumen de espacio en el que se pueden detectar eventos como GW150914 por un factor de diez. Además, Advanced Virgo, KAGRA y un posible tercer detector LIGO en India ampliarán la red y mejorarán significativamente la reconstrucción de la posición y la estimación de parámetros de las fuentes. [3]
La Antena Espacial de Interferómetro Láser (LISA) es una misión de observación espacial propuesta para detectar ondas gravitacionales. Con el rango de sensibilidad propuesto de LISA, los sistemas binarios fusionados como GW150914 serían detectables unos 1000 años antes de que se fusionen, lo que proporcionaría una clase de fuentes previamente desconocidas para este observatorio si existen dentro de unos 10 megaparsecs. [19] LISA Pathfinder , la misión de desarrollo tecnológico de LISA, se lanzó en diciembre de 2015 y demostró que la misión LISA es factible. [85]
Un modelo de 2016 predijo que LIGO detectaría aproximadamente 1000 fusiones de agujeros negros por año cuando alcanzara la sensibilidad máxima después de las actualizaciones. [56] [57]
Las masas de los dos agujeros negros previos a la fusión proporcionan información sobre la evolución estelar . Ambos agujeros negros eran más masivos que los agujeros negros de masa estelar descubiertos anteriormente , que se dedujeron a partir de observaciones binarias de rayos X. Esto implica que los vientos estelares de sus estrellas progenitoras deben haber sido relativamente débiles y, por lo tanto, que la metalicidad (fracción de masa de elementos químicos más pesados que el hidrógeno y el helio) debe haber sido menor que aproximadamente la mitad del valor solar. [19]
El hecho de que los agujeros negros previos a la fusión estuvieran presentes en un sistema binario de estrellas , así como el hecho de que el sistema fuera lo suficientemente compacto como para fusionarse dentro de la edad del universo, limita los escenarios de evolución de estrellas binarias o de formación dinámica , dependiendo de cómo se formó el sistema binario de agujeros negros. Un número significativo de agujeros negros debe recibir patadas natales bajas (la velocidad que gana un agujero negro en su formación en un evento de supernova de colapso de núcleo ), de lo contrario, el agujero negro que se forma en un sistema binario de estrellas sería expulsado y se evitaría un evento como GW. [19] La supervivencia de tales sistemas binarios, a través de fases de envoltura comunes de alta rotación en estrellas progenitoras masivas, puede ser necesaria para su supervivencia. [ aclaración necesaria ] La mayoría de las últimas predicciones del modelo de agujeros negros cumplen con estas restricciones adicionales. [ cita requerida ]
El descubrimiento del evento de fusión GW aumenta el límite inferior de la tasa de tales eventos y descarta ciertos modelos teóricos que predijeron tasas muy bajas de menos de 1 Gpc −3 año −1 (un evento por gigaparsec cúbico por año). [3] [19] El análisis resultó en la reducción de la tasa límite superior anterior en eventos como GW150914 de ~140 Gpc −3 año −1 a17+39
−13 Gpc −3 años −1 . [86]
La medición de la forma de onda y la amplitud de las ondas gravitacionales de un evento de fusión de agujeros negros permite determinar con precisión su distancia. La acumulación de datos de fusión de agujeros negros de eventos cosmológicamente distantes puede ayudar a crear modelos más precisos de la historia de la expansión del universo y la naturaleza de la energía oscura que la influye. [87] [88]
El universo primitivo es opaco, ya que el cosmos era tan energético en aquel entonces que la mayor parte de la materia estaba ionizada y los fotones eran dispersados por electrones libres. [89] Sin embargo, esta opacidad no afectaría a las ondas gravitacionales de esa época, por lo que si se producían a niveles lo suficientemente fuertes como para ser detectadas a esta distancia, permitirían una ventana para observar el cosmos más allá del universo visible actual . Por tanto, la astronomía de ondas gravitacionales puede permitir algún día la observación directa de la historia más temprana del universo . [3] [18] [19] [20] [21]
Las propiedades fundamentales inferidas, masa y giro, del agujero negro posterior a la fusión fueron consistentes con las de los dos agujeros negros anteriores a la fusión, siguiendo las predicciones de la relatividad general. [7] [8] [9] Esta es la primera prueba de la relatividad general en el régimen de campo muy fuerte . [3] [18] No se pudo establecer ninguna evidencia en contra de las predicciones de la relatividad general. [18]
En esta señal, la oportunidad de investigar las interacciones más complejas de la relatividad general, como las colas producidas por las interacciones entre la onda gravitacional y el fondo espacio-temporal curvo, fue limitada. Aunque es una señal moderadamente fuerte, es mucho más pequeña que la producida por los sistemas binarios-púlsares. En el futuro, se podrían utilizar señales más fuertes, junto con detectores más sensibles, para explorar las intrincadas interacciones de las ondas gravitacionales, así como para mejorar las restricciones sobre las desviaciones de la relatividad general. [18]
La relatividad general predice que la velocidad de las ondas gravitacionales ( v g ) es la velocidad de la luz ( c ). [90] El grado de cualquier desviación de esta relación se puede parametrizar en términos de la masa del gravitón hipotético . El gravitón es el nombre que se le da a una partícula elemental que actuaría como portadora de fuerza para la gravedad, en las teorías cuánticas sobre la gravedad . Se espera que no tenga masa si, como parece, la gravitación tiene un rango infinito. (Esto se debe a que cuanto más masivo es un bosón de calibre , más corto es el rango de la fuerza asociada; al igual que con el rango infinito del electromagnetismo , que se debe al fotón sin masa , el rango infinito de la gravedad implica que cualquier partícula asociada portadora de fuerza también sería sin masa). Si el gravitón no fuera sin masa, las ondas gravitacionales se propagarían por debajo de la velocidad de la luz, con frecuencias más bajas ( ƒ ) siendo más lentas que las frecuencias más altas, lo que lleva a la dispersión de las ondas del evento de fusión. [18] No se observó tal dispersión. [18] [28] Las observaciones de la espiral mejoran ligeramente (reducen) el límite superior de la masa del gravitón a partir de las observaciones del Sistema Solar.2,1 × 10 −58 kg , correspondiente a1,2 × 10 −22 eV / c 2 o una longitud de onda Compton ( λ g ) mayor que 1013 km, aproximadamente 1 año luz. [3] [18] Usando la frecuencia observada más baja de 35 Hz, esto se traduce en un límite inferior en v g tal que el límite superior en 1- v g / c es ~ 4 × 10 −19 . [e]
... Ahora supongamos que tenemos 2 m (~6,5 pies) de altura y flotamos fuera de los agujeros negros a una distancia igual a la distancia de la Tierra al Sol. Calculo que usted se sentiría alternativamente aplastado y estirado unos 165 nm (su altura cambia más que esto a lo largo del día debido a que sus vértebras se comprimen mientras está de pie) ...
Con las ondas gravitacionales, esperamos ver eventualmente el Big Bang.
Podremos medir la velocidad a la que se expande el universo, o cuánta energía oscura hay en el universo, con una precisión extraordinaria
