interferómetro virgo

Gravitational wave detector in Santo Stefano a Macerata, Tuscany, Italy

El interferómetro Virgo es un gran interferómetro de Michelson diseñado para detectar las ondas gravitacionales predichas por la relatividad general . Está ubicado en Santo Stefano a Macerata , cerca de la ciudad de Pisa , Italia. Los dos brazos del instrumento tienen tres kilómetros de largo y albergan sus espejos y su instrumentación dentro de un vacío ultraalto .

Virgo está alojado en el Observatorio Gravitacional Europeo (EGO), un consorcio fundado por el CNRS francés y el INFN italiano . ^[1] Virgo Collaboration opera el detector y define la estrategia y política para su uso y actualizaciones. Está compuesto por varios cientos de miembros en 16 países diferentes. ^[2] Otros interferómetros similares a Virgo tienen el mismo objetivo de detectar ondas gravitacionales, incluidos los dos interferómetros LIGO en los Estados Unidos (en el sitio de Hanford y en Livingston, Luisiana ) y el interferómetro japonés KAGRA . Desde 2007, Virgo y LIGO acordaron compartir y analizar conjuntamente los datos registrados por sus detectores y publicar conjuntamente sus resultados; KAGRA se unió a este acuerdo en 2019. ^[3] Debido a que los detectores interferométricos no son direccionales (examinan todo el cielo) y buscan señales que son débiles y poco frecuentes, la detección simultánea de una onda gravitacional mediante múltiples instrumentos es crucial para mejorar confianza en la validez de la señal y deducir la ubicación de su fuente.

El interferómetro lleva el nombre del Cúmulo de Virgo , un cúmulo de unas 1.500 galaxias en la constelación de Virgo , a unos 50 millones de años luz de la Tierra. Fundada en una época en la que las ondas gravitacionales eran sólo una predicción de la relatividad general, ahora ha participado en la detección de múltiples eventos de ondas gravitacionales; El detector todavía se mejora periódicamente para aumentar su sensibilidad y su producción científica.

Organización

El experimento Virgo está gestionado por el consorcio del Observatorio Gravitacional Europeo (EGO), creado en diciembre de 2000 por el CNRS y el INFN . ^[4] El Instituto Holandés de Física Nuclear y de Altas Energías, Nikhef , se unió más tarde como observador y finalmente se convirtió en miembro de pleno derecho. EGO es responsable del sitio Virgo, a cargo de la construcción, mantenimiento y operación del detector, así como de sus actualizaciones. Uno de los objetivos de EGO es también promover la investigación y los estudios sobre la gravitación en Europa. ^[1]

Además, la Colaboración Virgo consolida a todos los investigadores que trabajan en diversos aspectos del detector. En mayo de 2023, alrededor de 850 miembros, que representan 142 instituciones en 16 países diferentes, forman parte de la colaboración. ^{[2] [5]} Esto incluye instituciones de Francia, Italia, Países Bajos, Polonia, España, Bélgica, Alemania, Hungría, Portugal, Grecia, Chequia, Dinamarca, Irlanda, Mónaco, China y Japón. ^[6]

La Colaboración Virgo también forma parte de la Colaboración LIGO-Virgo-KAGRA (LVK), que reúne a científicos del otro experimento importante de ondas gravitacionales, con el fin de llevar a cabo análisis conjuntos de los datos que son cruciales para las detecciones de ondas gravitacionales. ^[7] LVK comenzó en 2007 ^[3] como la Colaboración LIGO-Virgo y se amplió cuando KAGRA se unió en 2019. ^{[8] [9]}

Historia

El proyecto Virgo fue aprobado en 1992 por el CNRS francés y en 1993 por el INFN italiano , los dos institutos que dieron origen al experimento. La construcción del detector comenzó en 1996 en el sitio de Cascina cerca de Pisa , Italia, y se completó en 2003. Después de varias observaciones sin detección, el interferómetro se cerró en 2011 para permitir mejoras significativas como parte del proyecto Advanced Virgo. Comenzó a realizar observaciones nuevamente en 2017 y rápidamente realizó sus primeras detecciones junto con los detectores LIGO.

Concepción

Aunque el concepto de ondas gravitacionales tiene más de 100 años, ya que fue predicho por Einstein en 1916, ^[10] no fue hasta la década de 1970 cuando comenzaron a aparecer proyectos serios para detectarlas. Las primeras fueron las llamadas barras de Weber , inventadas por Joseph Weber ^[11] , que en principio podían detectar ondas gravitacionales. Esto desencadenó una serie de proyectos y, aunque ninguno de ellos tuvo éxito, sí provocó la creación de muchos grupos de investigación dedicados a la detección de ondas gravitacionales. ^[12]

La idea de un gran detector interferométrico comenzó a ganar credibilidad a principios de la década de 1980, y en 1985, el investigador italiano Adalberto Giazotto y el investigador francés Alain Brillet conceptualizaron el proyecto Virgo después de que se conocieron en Roma . Una de las ideas clave que distinguió a Virgo de otros proyectos fue apuntar a frecuencias bajas (alrededor de 10 Hz), mientras que la mayoría de los proyectos se centraron en frecuencias más altas (alrededor de 500 Hz); muchos creyeron entonces que esto no era factible, y sólo Francia e Italia comenzaron a trabajar en el proyecto, ^[13] que fue presentado por primera vez en 1987. ^[14] Después de ser aprobado por el CNRS y el INFN, la construcción del interferómetro comenzó en 1996, con el objetivo de iniciar las observaciones para el año 2000. ^[15]

El primer objetivo de Virgo fue observar directamente las ondas gravitacionales. El estudio durante tres décadas del púlsar binario 1913+16 , cuyos descubridores recibieron el Premio Nobel de Física en 1993 , ya había permitido obtener pruebas indirectas de la existencia de ondas gravitacionales. La disminución observada en el tiempo del período orbital de este púlsar binario estaba de acuerdo con la hipótesis de que el sistema estaba perdiendo energía al emitir ondas gravitacionales. ^[dieciséis]

Detector inicial de Virgo

En la década de 2000, se construyó, puso en servicio y operó por primera vez el detector Virgo. El instrumento alcanzó con éxito la sensibilidad de diseño prevista a las señales de ondas gravitacionales. Este esfuerzo inicial se utilizó para validar las opciones de diseño técnico de Virgo; También demostró que los interferómetros gigantes eran dispositivos prometedores para detectar ondas gravitacionales en una amplia banda de frecuencia. ^{[17] [18]} Este detector original se conoce generalmente como el "Virgo inicial" o "Virgo original".

La construcción del detector Virgo inicial se completó en junio de 2003, ^[19] y entre ²⁰⁰⁷ y 2011 siguieron varios períodos de recopilación de datos ("ejecuciones científicas") ^. detectores. En 2010 hubo un cierre de algunos meses para permitir una mejora importante del sistema de suspensión Virgo: los cables de suspensión de acero originales fueron reemplazados por fibras de vidrio para reducir el ruido térmico. ^[22]

Sin embargo, el detector Virgo inicial no era lo suficientemente sensible para detectar ondas gravitacionales. Después de varios meses de recopilación de datos con el sistema de suspensión mejorado, el detector Virgo inicial se apagó en septiembre de 2011 para comenzar la instalación de Advanced Virgo. ^[23]

Detector avanzado de Virgo

Primera detección directa de una onda gravitacional por Virgo, GW170814

El detector Advanced Virgo tenía como objetivo aumentar la sensibilidad (y por tanto la distancia a la que se puede detectar una señal) en un factor de 10, permitiéndole sondear un volumen del Universo 1.000 veces mayor, haciendo más probable la detección de ondas gravitacionales. ^{[13] [24]} Se benefició de la experiencia adquirida con el detector inicial y los avances tecnológicos posteriores.

El detector Advanced Virgo mantuvo la misma infraestructura de vacío que el Virgo inicial, con cuatro criotrampas adicionales ubicadas en ambos extremos de ambos brazos de tres kilómetros de largo para atrapar partículas residuales provenientes de las torres de espejos, pero el resto del interferómetro se mejoró significativamente. . Los nuevos espejos eran más grandes (350 mm de diámetro, con un peso de 40 kg) y se mejoraron sus prestaciones ópticas. Los elementos ópticos críticos utilizados para controlar el interferómetro están al vacío sobre bancos suspendidos. Se iba a instalar un sistema de óptica adaptativa para corregir las aberraciones del espejo in situ . En la configuración final de Advanced Virgo, se espera que la potencia del láser sea de 200 W. ^[25]

Advanced Virgo inició el proceso de puesta en servicio en 2016, uniéndose a los dos detectores LIGO avanzados ("aLIGO") el 1 de agosto de 2017, durante el período de observación "O2". El 14 de agosto de 2017, LIGO y Virgo detectaron una señal, GW170814 , de la que se informó el 27 de septiembre de 2017. Fue la primera fusión binaria de agujeros negros detectada tanto por LIGO como por Virgo (y la primera para Virgo). ^{[26] [27]}

Solo unos días después, LIGO y Virgo detectaron GW170817 el 17 de agosto de 2017. La señal fue producida por los últimos minutos de dos estrellas de neutrones que se acercaron en espiral entre sí y finalmente se fusionaron , y representa tanto la primera fusión binaria de estrellas de neutrones observada como la primera observación de ondas gravitacionales que fue confirmada por medios no gravitacionales. De hecho, también se detectó el estallido de rayos gamma resultante y los telescopios ópticos descubrieron más tarde una kilonova correspondiente a la fusión. ^{[28] [29]}

Después de nuevas actualizaciones, Virgo inició la tercera ejecución de observación ("O3") en abril de 2019, prevista para durar un año, seguida de nuevas actualizaciones. ^[30] El 27 de marzo de 2020, la carrera O3 fue suspendida debido a la pandemia de COVID-19 . ^[31]

Las actualizaciones actualmente en curso forman parte del programa "Advanced Virgo +", dividido en dos fases, la primera antes de la ejecución de O4 y la segunda antes de la ejecución de O5. La primera fase se centra en la reducción del ruido cuántico mediante la introducción de un láser más potente, la mejora de la compresión introducida en el O3 y la implementación de una nueva técnica llamada reciclaje de señales; También se instalarán sensores sísmicos alrededor de los espejos. La segunda fase intentará entonces reducir el ruido térmico de los espejos, cambiando la geometría del rayo láser para aumentar su tamaño en los espejos (difundiendo la energía en un área más grande y reduciendo así la temperatura), y mejorando el recubrimiento de los espejos. espejos; Los espejos retrovisores también serán significativamente más grandes, lo que requerirá mejoras en la suspensión. También se esperan mejoras adicionales para la reducción del ruido cuántico en la segunda fase, basándose en los cambios de la primera fase. ^[32]

El cuarto período de observación ("O4") estaba previsto que comenzara en mayo de 2023 y duraría un total de 20 meses, incluida una interrupción de la puesta en servicio de hasta dos meses. ^[33] Sin embargo, el 11 de mayo de 2023, Virgo anunció que no se unirá al comienzo de O4, ya que el interferómetro no era lo suficientemente estable para alcanzar la sensibilidad esperada y necesita someterse a la sustitución de uno de los espejos, lo que requiere varias semanas. de trabajo. ^[34] Virgo no se unió a la ejecución O4 durante la primera parte de la ejecución ("O4a"), que finalizó el 16 de enero de 2024, ya que solo logró alcanzar una sensibilidad máxima de 45 Mpc en lugar de los 80 a 115 Mpc inicialmente. esperado; se espera que se una a la segunda parte del recorrido ("O4b") que comenzará el 27 de marzo de 2024. ^[33]

Futuro

Después de la ejecución de O4, el detector se apagará nuevamente para someterse a mejoras, incluida una mejora en el revestimiento de los espejos. Actualmente está prevista una quinta serie de observación (O5) para principios de 2027, con una sensibilidad inicialmente proyectada de 150 a 260 Mpc para Virgo (dada la sensibilidad reducida durante la serie O4, se espera que estos planes se actualicen durante el transcurso de 2024 ). ^[33]

No se han anunciado planes oficiales para el futuro de las instalaciones de Virgo después del período O5, aunque se han sugerido proyectos para mejorar aún más los detectores; Los planes actuales de colaboración se denominan proyecto Virgo_nEXT. ^[35]

Caso científico

Simulaciones numéricas de las ondas gravitacionales emitidas por la espiral y fusión de dos agujeros negros.

El interferómetro Avanzado Virgo tiene como objetivo detectar y estudiar ondas gravitacionales de fuentes astrofísicas en el Universo. Los principales sistemas emisores de ondas gravitacionales conocidos dentro del rango detectable de los interferómetros terrestres son: fusiones binarias de agujeros negros y/o estrellas de neutrones , estrellas de neutrones en rotación, estallidos y explosiones de supernovas , e incluso el fondo de ondas gravitacionales generado en los instantes posteriores a la explosión. Big Bang . Además, la radiación gravitacional también puede conducir al descubrimiento de objetos exóticos inesperados y teóricamente previstos .

Fuentes transitorias

"Chirrido" típico de una señal de onda gravitacional, del evento GW170817 . El eje x representa el tiempo y el eje y es la frecuencia; la forma en que la frecuencia aumenta con el tiempo es típica de las ondas gravitacionales de objetos binarios compactos, y su forma exacta está determinada principalmente por las masas de los objetos.

Coalescencias de agujeros negros y estrellas de neutrones.

Cuando dos objetos masivos y compactos como los agujeros negros y las estrellas de neutrones orbitan entre sí en un sistema binario , emiten radiación gravitacional y, por tanto, pierden energía. De ahí que comiencen a acercarse entre sí, aumentando la frecuencia y la amplitud de las ondas gravitacionales; Esta primera fase del fenómeno de coalescencia, llamada "inspiral", puede durar millones de años. Durante la última parte de la fase inspiracional, las ondas gravitacionales emitidas por el sistema coalescente se vuelven lo suficientemente fuertes como para ser observadas por detectores de corriente. La forma típica de la señal detectable se conoce como "chirrido", ya que se asemeja al sonido emitido por algunas aves, con un rápido aumento en amplitud y frecuencia. Esto culmina con la fusión de los dos objetos, formando finalmente un único objeto compacto (generalmente un agujero negro). La parte de la forma de onda correspondiente a la fusión tiene la mayor amplitud y la mayor frecuencia, y sólo puede modelarse realizando simulaciones de relatividad numérica de estos sistemas. En el caso de los agujeros negros, todavía se emite una señal durante unos segundos después de la fusión, mientras el nuevo agujero negro "se asienta"; esta señal se conoce como "ringdown". Virgo sólo es sensible a las últimas etapas de la fusión de las binarias de agujeros negros y estrellas de neutrones: actualmente sólo se pueden observar los últimos segundos de todo el proceso (incluido el final de la fase inspiracional, la fusión misma y parte del ringdown). Todas las señales de ondas gravitacionales detectadas hasta ahora provienen de fusiones de agujeros negros o estrellas de neutrones. ^{[36] [37]}

Explosiones

Localizaciones en el cielo de señales de ondas gravitacionales detectadas por la red LIGO-Virgo. Dado que los detectores no son direccionales, el área de donde posiblemente provino un evento suele ser bastante amplia.

Cualquier señal que dure desde unos pocos milisegundos hasta unos pocos segundos se considera una explosión de ondas gravitacionales.

Las explosiones de supernovas (el colapso gravitacional de estrellas masivas al final de sus vidas) emiten radiación gravitacional que puede verse con el interferómetro Advanced Virgo. ^[38] La detección de múltiples mensajeros (radiación electromagnética, gravitacional y neutrinos ) ayudaría a comprender mejor el proceso de las supernovas y la formación de agujeros negros. ^[39]

Otros posibles candidatos a estallidos incluyen perturbaciones en estrellas de neutrones, ^[40] efectos de "memoria" que surgen de la no linealidad de la relatividad general ^[41] o cuerdas cósmicas . ^[42] Algunos fenómenos también pueden generar ráfagas "largas" (más de 1 segundo), como inestabilidades en un disco de acreción de un agujero negro, o en agujeros negros y estrellas de neutrones recién formados cuando parte de la materia expulsada durante la supernova cae hacia el objeto compacto. ^[43]

Fuentes continuas

Las principales fuentes esperadas de ondas gravitacionales continuas son las estrellas de neutrones , objetos muy compactos resultantes del colapso de estrellas masivas. En particular, los púlsares son casos especiales de estrellas de neutrones que emiten pulsos de luz periódicamente: pueden girar hasta cientos de veces por segundo (el púlsar que gira más rápido que se conoce actualmente es el PSR J1748−2446ad , que gira 716 veces por segundo ^[44] ). Cualquier pequeña desviación de la simetría axial (una pequeña "montaña" en la superficie) generará ondas gravitacionales periódicas de larga duración. ^[45] Se han identificado una serie de mecanismos potenciales que podrían generar algunas "montañas" debido a efectos térmicos, mecánicos o magnéticos; la acreción también puede inducir una ruptura en la simetría axial. ^{[46] [47] [48]}

Otra posible fuente de ondas continuas en el rango de detección de Virgo podrían ser objetos más exóticos, como los candidatos a materia oscura . Como fuentes potenciales se han sugerido, en particular, axiones que giran alrededor de un agujero negro ^[46] o sistemas binarios formados por un agujero negro primordial de baja masa y otro objeto compacto. Algunos posibles tipos de materia oscura también pueden ser detectados directamente por los interferómetros, interactuando con los elementos ópticos del dispositivo. ^[49]

Fondo estocástico

Varios fenómenos físicos pueden ser la fuente de un fondo estocástico de ondas gravitacionales , una fuente adicional de ruido de origen astrofísico y/o cosmológico. Representa una fuente (normalmente) continua de ondas gravitacionales, pero a diferencia de otras fuentes de ondas continuas (como las estrellas de neutrones en rotación), proviene de grandes regiones del cielo en lugar de una única ubicación. ^[50]

El fondo cósmico de microondas (CMB) es la señal más temprana del Universo que se puede observar en el espectro electromagnético. Sin embargo, los modelos cosmológicos predicen la emisión de ondas gravitacionales generadas instantes después del Big Bang. Debido a que las ondas gravitacionales interactúan muy débilmente con la materia, detectar ese fondo daría más información sobre la evolución cosmológica de nuestro Universo. ^[51] En particular, podría proporcionar evidencia de inflación , a partir de ondas gravitacionales emitidas ya sea por el proceso de inflación en sí (según algunas teorías) ^{[52] [53]} o al final de la inflación; ^[54] las transiciones de fase de primer orden también pueden producir ondas gravitacionales. ^[50] Los agujeros negros primordiales , que pueden formarse durante el universo temprano, también son una fuente potencial de un fondo estocástico para ese período. ^[55]

Además, Advanced Virgo podría detectar un fondo astrofísico resultante de la superposición de todas las fuentes débiles y distantes que emiten ondas gravitacionales en todo momento, lo que ayudaría a estudiar la evolución de las fuentes astrofísicas y la formación estelar. Las fuentes más probables que contribuyen al trasfondo astrofísico son las estrellas de neutrones binarias, ^[29] los agujeros negros binarios, ^[56] o los binarios de estrella de neutrones y agujero negro. Otras posibles fuentes incluyen supernovas y púlsares. ^[50] Se espera que este tipo de fondo sea el primero que detecten los interferómetros terrestres actuales. ^[57]

Finalmente, las cuerdas cósmicas pueden representar una fuente de fondo de ondas gravitacionales, cuya detección podría proporcionar pruebas de que las cuerdas cósmicas realmente existen. ^{[58] [42]}

Fuentes exóticas

Los físicos han propuesto modelos alternativos no convencionales de objetos compactos. Algunos ejemplos de estos modelos se pueden describir dentro de la relatividad general ( quarks y estrellas extrañas , ^[59] bosones y estrellas Proca , ^[60] agujeros negros de Kerr con escalares y cabellos Proca ^[61] ), otros surgen de algunas aproximaciones a la gravedad cuántica ( cuerdas cósmicas , ^[62] bolas de pelusa , ^[63] gravastars ^[64] ), o provienen de teorías alternativas de la gravedad (estrellas de neutrones escalarizadas o agujeros negros, agujeros de gusano ). Ahora se podrían detectar objetos compactos exóticos, teóricamente previstos, que ayudarían a dilucidar la verdadera naturaleza de la gravedad o descubrir nuevas formas de materia. Además, se pueden observar fenómenos completamente inesperados que revelan nueva física.

Propiedades fundamentales de la gravedad.

Polarización de ondas gravitacionales

Se espera que las ondas gravitacionales tengan dos polarizaciones "tensorales" , apodadas "más" y "cruz" debido a sus efectos sobre un anillo de partículas (que se muestra en la figura siguiente). Una sola onda gravitacional suele ser una superposición de estas dos polarizaciones, dependiendo de la orientación de la fuente.

Además, algunas teorías de la gravedad permiten que existan polarizaciones adicionales: las dos polarizaciones "vectoriales" (x e y) y las dos polarizaciones "escalar" ("respiratoria" y "longitudinal"). Detectar estas polarizaciones adicionales podría proporcionar evidencia para la física más allá de la relatividad general. ^{[sesenta y cinco]}

Las polarizaciones sólo pueden distinguirse mediante varios detectores; sólo pudieron sondearse adecuadamente después de la introducción de Virgo, ya que los dos detectores LIGO están casi alineados. ^[26] Pueden medirse a partir de coalescencias binarias compactas, ^{[66] [67]} pero también a partir del fondo estocástico ^[68] y de ondas continuas. ^[69] Con la combinación de los detectores LIGO y Virgo, es posible determinar la presencia o ausencia de polarizaciones adicionales, pero no su naturaleza; Se necesitarían un total de 5 detectores independientes para separar completamente todas las polarizaciones (excepto las polarizaciones longitudinal y respiratoria, que no pueden distinguirse entre sí con detectores como LIGO y Virgo ^[67] ). ^[70]

• Efecto de las polarizaciones de ondas gravitacionales sobre un anillo de partículas.
• Más polarización
• Polarización cruzada

Ondas gravitacionales con lentes

La relatividad general predice que una onda gravitacional debería estar sujeta a lentes gravitacionales , tal como lo están las ondas de luz; es decir, la trayectoria de una onda gravitacional se curvará por la presencia de un objeto masivo (normalmente una galaxia o un cúmulo de galaxias) cerca de su trayectoria. ^[71] Esto puede resultar en un aumento en la amplitud de la onda, o incluso múltiples observaciones del evento en diferentes momentos, como observamos actualmente para la luz de las supernovas. Se prevé que estos eventos sean lo suficientemente comunes como para ser detectados por los detectores actuales en un futuro próximo. ^[72] También se predicen efectos de microlente . ^[73] La detección de un evento lente permitiría una localización muy precisa, así como pruebas adicionales de la velocidad de la gravedad y de la polarización. ^[71]

Medidas cosmológicas

Las ondas gravitacionales también proporcionan una nueva forma de medir algunos parámetros cosmológicos, y en particular la constante de Hubble , que representa la tasa de expansión del universo y cuyo valor actualmente está en disputa debido a mediciones contradictorias de diferentes métodos. El principal beneficio de este método es que la distancia de luminosidad de la fuente medida a partir de la señal de la onda gravitacional no depende de otras mediciones o suposiciones, como suele ser el caso. Existen dos posibilidades principales para medir con ondas gravitacionales en detectores de corriente: ${\displaystyle H_{0}}$ ${\displaystyle H_{0}}$

• Se pueden utilizar eventos de múltiples mensajeros con una onda gravitacional y una señal electromagnética, midiendo la distancia de la fuente con la señal de la onda gravitacional y su velocidad de recesión identificando la galaxia en la que tuvo lugar el evento y aplicando la ley de Hubble . ^[74]
• Se puede aplicar un tratamiento estadístico a la población observada de fusiones binarias de agujeros negros (a menudo llamadas "sirenas oscuras" en este contexto), limitando tanto su distribución de masa como su distribución de masa ; También se puede agregar al análisis un catálogo de galaxias externo para mejorar la medición e identificar posibles anfitriones de las fuentes. ^[75] ${\displaystyle H_{0}}$

Probando la relatividad general

La medición de señales de ondas gravitacionales ofrece una perspectiva única para probar los resultados de la relatividad general , ya que se producen en entornos donde el campo gravitacional es muy fuerte (por ejemplo, cerca de agujeros negros). De este modo se pueden realizar varias pruebas de las predicciones de la relatividad general utilizando los eventos detectados. Estas pruebas pueden descubrir física más allá de la relatividad general o posibles problemas en los modelos. ^[76]

Estas pruebas incluyen: ^{[77] [78]}

• Buscar una señal residual en los datos después de restar los modelos de la señal, lo que puede indicar que parte de la señal no está modelada correctamente por la relatividad general.
• Comprobar que la señal de una fusión satisface algunos supuestos básicos, como verificar que los parámetros estimados del sistema sean consistentes en las diferentes fases de la señal ("prueba de consistencia inspiral-merger-ringdown"). ^[79]
• Introducir perturbaciones en los modelos de simulación de ondas gravitacionales para ver si se ajustan a los datos.
• Investigar la posible dispersión (ausente en la relatividad general pero no en las teorías alternativas). ^[80]
• Analizar el remanente de una fusión, midiendo la fase posterior a la fusión de la señal ("ringdown") que se supone está completamente determinada por la masa y el giro del remanente. Tales medidas pueden ser predicciones de la energía perdida por las ondas gravitacionales durante la fusión y la naturaleza del objeto remanente; algunos objetos hipotéticos también pueden presentar "ecos" de la señal de llamada.
• Buscando polarizaciones no estándar (como se ve arriba).

Instrumento

Vista aérea del sitio del experimento Virgo que muestra el edificio central, el edificio Mode-Cleaner, el brazo oeste completo de 3 km de largo y el comienzo del brazo norte (a la derecha). Los otros edificios incluyen oficinas, talleres, el centro de computación local y la sala de control del interferómetro. Cuando se tomó esta fotografía, el edificio que alberga la dirección del proyecto y el comedor aún no estaba construido.

Diseño general

Principio de detección

En la relatividad general, una onda gravitacional es una perturbación espacio-temporal que se propaga a la velocidad de la luz. De este modo, curva ligeramente el espacio-tiempo, lo que modifica localmente la trayectoria de la luz . Matemáticamente hablando, si es la amplitud (que se supone pequeña) de la onda gravitacional entrante y la longitud de la cavidad óptica en la que circula la luz, el cambio de la trayectoria óptica debido a la onda gravitacional viene dado por la fórmula: ^[81] ${\displaystyle h}$ ${\displaystyle L}$ ${\displaystyle \delta L}$

$${\displaystyle {\frac {\delta L}{L}}=C\times h}$$

${\displaystyle C\leq 1}$

Animación que muestra el principio de detección de ondas gravitacionales con un interferómetro como Virgo. Los desplazamientos de los espejos y la diferencia de fase están muy exagerados; el tiempo también se ralentiza en más de un factor de 10.

Interferómetro

Virgo es un interferómetro de Michelson cuyos espejos están suspendidos. Un láser se divide en dos haces mediante un divisor de haz inclinado 45 grados. Los dos haces se propagan en los dos brazos perpendiculares del interferómetro, son reflejados por espejos situados en el extremo de los brazos y se recombinan en el divisor de haz, generando interferencias que son detectadas por un fotodiodo . Una onda gravitacional entrante cambia la trayectoria óptica de los rayos láser en los brazos, lo que luego cambia el patrón de interferencia registrado por el fotodiodo.

Esto significa que los distintos espejos del interferómetro deben estar "congelados" en su posición: cuando se mueven, la longitud de la cavidad óptica cambia y también lo hace la señal de interferencia leída en el puerto de salida del instrumento. Las posiciones de los espejos con respecto a una referencia y su alineación se controlan con precisión en tiempo real ^[82] con una precisión mejor que la décima de nanómetro para las longitudes; ^[83] al nivel de unos pocos nano radianes para los ángulos. Cuanto más sensible sea el detector, más estrecho será su punto óptimo de trabajo. Llegar a ese punto de trabajo desde una configuración inicial en la que los distintos espejos se mueven libremente es un desafío para el sistema de control ; Se requiere una serie compleja de pasos para coordinar todas las partes orientables del interferómetro. Una vez alcanzado el punto de trabajo, se aplican correcciones continuamente para mantenerlo en la configuración óptima. ^[84]

La señal inducida por una onda gravitacional potencial queda así "integrada" en las variaciones de intensidad luminosa detectadas a la salida del interferómetro. ^[85] Sin embargo, varias causas externas, globalmente denominadas ruido , cambian el patrón de interferencia de manera perpetua y significativa. Si no se hace nada para eliminarlos o mitigarlos, las señales físicas esperadas quedarían enterradas en ruido y luego permanecerían indetectables. Por lo tanto, el diseño de detectores como Virgo y LIGO requiere un inventario detallado de todas las fuentes de ruido que podrían afectar la medición, lo que permitirá un esfuerzo fuerte y continuo para reducirlas tanto como sea posible. ^{[86] [83]}

El uso de un interferómetro en lugar de una única cavidad óptica permite mejorar significativamente la sensibilidad del detector a las ondas gravitacionales. De hecho, en esta configuración basada en una medición de interferencia, las contribuciones de algunos ruidos experimentales se reducen fuertemente: en lugar de ser proporcionales a la longitud de la cavidad única, dependen en ese caso de la diferencia de longitud entre los brazos (por lo tanto, igual longitud del brazo anula el ruido). Además, la configuración del interferómetro se beneficia del efecto diferencial inducido por una onda gravitacional en el plano transversal a su dirección de propagación: cuando la longitud de una trayectoria óptica cambia en una cantidad , la trayectoria óptica perpendicular de la misma longitud cambia en (igual magnitud pero signo opuesto). Y la interferencia en el puerto de salida de un interferómetro de Michelson depende de la diferencia de longitud entre los dos brazos: el efecto medido se amplifica por tanto en un factor de 2 en comparación con una simple cavidad. ${\displaystyle L}$ ${\displaystyle \delta L}$ ${\displaystyle -\delta L}$

El punto de funcionamiento óptimo de un detector interferométrico de ondas gravitacionales está ligeramente desafinado de la "franja oscura", una configuración en la que los dos rayos láser recombinados en el divisor de haz interfieren de forma destructiva: casi no se detecta luz en el puerto de salida.

Láser y sistema de inyección.

Disposición del interferómetro Virgo durante el experimento O4 (2023-2024). Incluye el espejo de reciclaje de señal y la cavidad del filtro, no presentes durante el recorrido anterior. Todas las estimaciones de potencia del láser son indicativas, ya que pueden fluctuar rápidamente.

El láser es la fuente de luz del experimento. Debe ser potente y al mismo tiempo extremadamente estable en frecuencia y amplitud. ^[87] Para cumplir con todas estas especificaciones (algo opuestas), el rayo comienza con un láser de muy baja potencia, pero muy estable. ^[88] La luz de este láser pasa a través de varios amplificadores que mejoran su potencia en un factor de 100. Se logró una potencia de salida de 50 W para la última configuración del detector Virgo inicial, y luego alcanzó los 100 W durante la ejecución de O3, siguiendo las actualizaciones de Advanced Virgo; Se espera que se actualice a 130 W al comienzo de la ejecución del O4. ^[32] El detector Virgo original utilizaba un sistema láser maestro-esclavo , donde se utiliza un láser "maestro" para estabilizar un láser "esclavo" de alta potencia; el láser maestro era un láser Nd:YAG y el láser esclavo un láser Nd:YVO4 . ^[19] La solución elegida para Advanced Virgo es tener un láser de fibra con una etapa de amplificación hecha también de fibras, para mejorar la robustez del sistema; en su configuración final se prevé combinar coherentemente la luz de dos láseres para conseguir la potencia requerida. ^{[25] [89]} La longitud de onda del láser es de 1064 nanómetros, tanto en la configuración original como en la avanzada Virgo. ^[32]

Luego, este láser se envía al interferómetro después de pasar por el sistema de inyección, lo que garantiza aún más la estabilidad del haz, ajusta su forma y potencia y lo posiciona correctamente para ingresar al interferómetro. Los componentes clave del sistema de inyección incluyen el limpiador de modo de entrada (una cavidad de 140 metros de largo diseñada para mejorar la calidad del haz, estabilizando la frecuencia, eliminando la luz que se propaga de forma no deseada y reduciendo el efecto de desalineación del láser), un Aislador de Faraday que evita que la luz regrese al láser y un telescopio de adaptación de modo, que adapta el tamaño y la posición del haz justo antes de que entre en el interferómetro. ^[25]

espejos

Los grandes espejos de las cavidades del brazo son la óptica más crítica del interferómetro. Incluyen los dos espejos finales, ubicados en los extremos de los brazos del interferómetro de 3 km, y los dos espejos de entrada, ubicados cerca del comienzo de los brazos. Juntos, esos espejos forman una cavidad óptica resonante en cada brazo, donde la luz rebota miles de veces antes de regresar al divisor del haz, maximizando el efecto de la señal en la trayectoria del láser. ^[90] También permite aumentar la potencia de la luz que circula en los brazos. Estos espejos han sido diseñados específicamente para Virgo y están fabricados con tecnologías de última generación. Son cilindros de 35 cm de diámetro y 20 cm de espesor, ^[25] elaborados con el vidrio más puro del mundo. ^[91] Los espejos están pulidos al nivel atómico para no difundir (y por lo tanto perder) luz. ^[92] Finalmente, se agrega un revestimiento reflectante (un reflector de Bragg hecho con pulverización catódica de haz de iones ). Los espejos situados al final de los brazos reflejan casi toda la luz entrante; En cada reflexión se pierde menos del 0,002% de la luz. ^[93]

Uno de los espejos del detector inicial de Virgo, ahora utilizado como modelo de exposición en el sitio de Virgo.

Además, otros dos espejos están presentes en el diseño final:

• El espejo de reciclaje de energía, colocado entre el láser y el divisor de haz. Como la mayor parte de la luz se refleja hacia el láser después de regresar al divisor de haz, este espejo reinyecta esta luz nuevamente en el interferómetro principal, aumentando la potencia en los brazos.
• El espejo de reciclaje de señal (que actualmente se planea instalar para la próxima ejecución como parte de las actualizaciones de Advanced Virgo+) reinyecta parte de la señal dentro del interferómetro (actualmente, se planea que la transmisión de este espejo sea del 40%), formando efectivamente otra cavidad. Al realizar pequeños ajustes en este espejo de reciclaje de señales, se puede reducir el ruido cuántico en una parte de la banda de frecuencia y aumentarlo en otras partes, lo que permite sintonizar el interferómetro para determinadas frecuencias. Actualmente está previsto utilizar la configuración "banda ancha", disminuyendo el ruido en frecuencias altas y bajas pero incrementándolo en frecuencias intermedias. La disminución del ruido en altas frecuencias es de particular interés para estudiar la señal de los momentos inmediatamente anteriores y posteriores a una fusión. ^{[32] [12]}

Superatenuadores

Cualquier espejo de Virgo está sostenido, bajo el vacío, por una estructura mecánica que amortigua enormemente las vibraciones sísmicas. Un "superatenuador" consiste en una cadena de péndulos , que cuelgan de una plataforma superior, sostenidos por tres patas largas y flexibles sujetas al suelo, formando un péndulo invertido . De esta manera, las vibraciones sísmicas superiores a 10 Hz se reducen más de 10 ¹² veces ^[94] y la posición del espejo se controla con mucho cuidado.

Para mitigar el ruido sísmico que podría propagarse hasta los espejos, sacudiéndolos y oscureciendo así posibles señales de ondas gravitacionales, los grandes espejos están suspendidos mediante un sistema complejo. Todos los espejos principales están suspendidos por cuatro finas fibras hechas de sílice ^[95] que están unidas a una serie de atenuadores. Esta cadena de suspensión, llamada "superatenuador", tiene cerca de 8 metros de altura y también está bajo vacío. ^[96] Los superatenuadores no sólo limitan las perturbaciones en los espejos, sino que también permiten controlar con precisión la posición y orientación de los espejos. La mesa óptica donde se ubican las ópticas de inyección utilizadas para dar forma al rayo láser, así como los bancos utilizados para la detección de luz, también están suspendidos y al vacío, para limitar los ruidos sísmicos y acústicos. En la configuración Advanced Virgo, toda la instrumentación utilizada para detectar señales de ondas gravitacionales y dirigir el interferómetro (fotodiodos, cámaras y la electrónica asociada) también está instalada en varios bancos suspendidos y al vacío. ^[25]

El diseño de los superatenuadores se basa principalmente en la atenuación pasiva del ruido sísmico, que se consigue encadenando varios péndulos , actuando cada uno de ellos como un oscilador armónico . Se caracterizan por una frecuencia de resonancia (que disminuye con la longitud del péndulo) por encima de la cual se amortiguará el ruido; el encadenamiento de varios péndulos permite reducir el ruido en doce órdenes de magnitud, a costa de introducir múltiples frecuencias de resonancia colectivas, que son de mayor frecuencia que un solo péndulo. ^[97] En el diseño actual, la frecuencia de resonancia más alta es de alrededor de 2 Hz, lo que proporciona una reducción de ruido significativa a partir de 4 Hz, ^[25] y alcanza el nivel necesario para detectar ondas gravitacionales alrededor de 10 Hz. Una limitación del sistema es que el ruido en la banda de frecuencia de resonancia (por debajo de 2 Hz) no se filtra y puede generar grandes oscilaciones; esto se mitiga mediante un sistema de amortiguación activo, que incluye sensores que miden el ruido sísmico y actuadores que controlan el superatenuador para contrarrestar el ruido. ^[97]

Sistema de detección

Parte de la luz que circula por las cavidades del brazo es enviada hacia el sistema de detección a través del divisor de haz. En su configuración óptima, el interferómetro funciona cerca de la "franja oscura", lo que significa que se envía muy poca luz hacia la salida (la mayor parte se devuelve a la entrada, para ser recogida por el espejo de reciclaje de energía). Una fracción de esta luz es reflejada por el espejo de reciclaje de señales y el resto es recogida por el sistema de detección. Primero pasa por el limpiador del modo de salida, que permite filtrar los llamados "modos de alto orden" (luz que se propaga de forma no deseada, típicamente introducida por pequeños defectos en los espejos, y susceptible de degradar la medición ^[98] ) , antes de llegar a los fotodiodos , que miden la intensidad de la luz. Tanto el limpiador en modo de salida como los fotodiodos están suspendidos y bajo vacío. ^[24]

Banco de detección del interferómetro Virgo antes de su instalación en abril de 2015. Tiene 88 cm de ancho y alberga el modo de salida del limpiador; el fotodiodo que mide la señal se coloca en otro banco.

A partir del experimento con O3, se introdujo una fuente de vacío comprimido para reducir el ruido cuántico, que es una de las principales limitaciones de la sensibilidad. Al sustituir el vacío estándar por un vacío comprimido, las fluctuaciones de una cantidad, ya sea la amplitud o la fase de la luz, disminuyen, a expensas de aumentar las fluctuaciones de la otra cantidad debido al principio de incertidumbre de Heisenberg . En el caso de Virgo, las dos cantidades son la amplitud y la fase. La idea de utilizar el vacío comprimido fue propuesta por primera vez en 1981 por Carlton Caves , durante la infancia de los detectores de ondas gravitacionales. ^[99]

Durante la ejecución de O3, se implementó una compresión independiente de la frecuencia, lo que significa que la compresión es idéntica en todas las frecuencias; se utilizó para reducir el ruido del disparo (a altas frecuencias) y aumentar el ruido de la presión de radiación (a bajas frecuencias), ya que este último no limitaba la sensibilidad del instrumento. ^[100] Debido a la adición de la inyección de vacío comprimido, el ruido cuántico se redujo en 3,2 dB en altas frecuencias, lo que resultó en un aumento del alcance del detector entre un 5% y un 8%. ^[101]

Actualmente, se producen estados comprimidos más sofisticados ^[102] combinando la tecnología de O3 con una nueva cavidad de 285 m de largo, conocida como cavidad de filtro. Esta tecnología se conoce como compresión dependiente de la frecuencia y ayuda a reducir el ruido de disparo en frecuencias altas (donde el ruido de la presión de radiación no es relevante) y a reducir el ruido de la presión de radiación en frecuencias bajas (donde el ruido de disparo es bajo). ^{[103] [104]}

Infraestructura

Visto desde el aire, el detector Virgo tiene una característica forma de "L" con sus dos brazos perpendiculares de 3 kilómetros de largo. Los "túneles" del brazo albergan tuberías de vacío por las que los rayos láser viajan bajo un vacío ultraalto .

Virgo es la instalación de ultra alto vacío más grande de Europa, con un volumen total de 6.800 metros cúbicos. ^[105] Los dos brazos de 3 km están hechos de una larga tubería de acero de 1,2 m de diámetro en la que la presión residual objetivo es aproximadamente una milésima de una billonésima de atmósfera (mejorando en un factor de 100 desde el nivel original de Virgo). De este modo, las moléculas de gas residuales (principalmente hidrógeno y agua) tienen un impacto limitado en la trayectoria de los rayos láser. ^[25] Grandes válvulas de compuerta están ubicadas en ambos extremos de los brazos para que se pueda trabajar en las torres de vacío de espejo sin romper el vacío ultra alto de un brazo. Las torres que contienen los espejos y los atenuadores están divididas en dos secciones con diferentes presiones. ^[106] Los tubos se someten a un proceso llamado horneado, donde se calientan a 150 °C para eliminar partículas no deseadas adheridas a las superficies; Si bien las torres también fueron horneadas en el diseño inicial de Virgo, ahora se utilizan trampas criogénicas para evitar la contaminación. ^[25]

Debido a la alta potencia del interferómetro, los espejos son susceptibles a efectos térmicos debido al calentamiento inducido por el láser (a pesar de tener una absorción extremadamente baja ). Estos efectos térmicos pueden tomar la forma de una deformación de la superficie debido a la dilatación , o un cambio en el índice de refracción del sustrato; esto da como resultado una fuga de energía del interferómetro y perturbaciones de la señal. Estos dos efectos son contabilizados por el sistema de compensación térmica (TCS), que incluye sensores llamados sensores de frente de onda Hartmann ^[107] (HWS), utilizados para medir la aberración óptica a través de una fuente de luz auxiliar, y dos actuadores : láseres de CO ₂ , que calientan selectivamente partes del espejo para corregir los defectos, y calentadores de anillo, que ajustan con precisión el radio de curvatura del espejo. El sistema también corrige los "defectos en frío", que son defectos permanentes introducidos durante la fabricación del espejo. ^{[108] [25]} Durante la ejecución de O3, el TCS pudo aumentar la potencia que circula dentro del interferómetro en un 15% y disminuir la potencia que sale del interferómetro en un factor de 2. ^[109]

Uno de los calibradores newtonianos ("NCal") antes de ser instalado en el detector. Varios de ellos están instalados cerca de uno de los espejos finales; El movimiento del rotor genera una fuerza gravitacional variable sobre el espejo, permitiendo moverlo de forma controlada.

Otro componente importante es el sistema para controlar la luz parásita, que se refiere a cualquier luz que sale del camino designado del interferómetro, ya sea por dispersión en una superficie o por reflejos no deseados. La recombinación de esta luz parásita con el haz principal del interferómetro puede ser una fuente importante de ruido y, a menudo, es difícil de rastrear y modelar. La mayoría de los esfuerzos para mitigar la luz parásita se basan en placas absorbentes llamadas "deflectores", colocadas cerca de la óptica y dentro de los tubos; Se necesitan precauciones adicionales para evitar que los deflectores tengan un efecto en el funcionamiento del interferómetro. ^{[110] [111] [105]}

Para estimar correctamente la respuesta del detector a las ondas gravitacionales y así reconstruir correctamente la señal, se requiere un paso de calibración , que implica mover los espejos de forma controlada y medir el resultado. Durante la era inicial de Virgo, esto se lograba principalmente agitando uno de los péndulo del que está suspendido el espejo usando bobinas para generar un campo magnético que interactuaba con imanes fijados al péndulo. ^[112] Esta técnica se empleó hasta el O2. Para el O3, el método de calibración principal pasó a ser la calibración de fotones ("PCal") que hasta entonces se había utilizado como método secundario para validar los resultados; Utiliza un láser auxiliar para desplazar el espejo mediante la presión de radiación . ^{[113] [114]} Además, se ha introducido un nuevo método llamado calibración newtoniana ("NCal") al final del O2 y ahora se utiliza para validar la PCal; depende de la gravedad para mover el espejo, colocando una masa giratoria a una distancia específica del espejo. ^{[115] [114]}

Finalmente, el instrumento requiere un sistema eficiente de adquisición de datos. Este sistema se encarga de gestionar los datos medidos a la salida del interferómetro y de los numerosos sensores presentes en el sitio, escribirlos en archivos y distribuirlos para el análisis de los datos. Con este fin, se han desarrollado hardware y software dedicados para satisfacer las necesidades específicas de Virgo. ^[116]

Ruido y sensibilidad

Fuentes de ruido

Visualización de una falla de onda gravitacional del "pez koi", a partir de datos de LIGO Hanford tomados en 2015. La parte superior representa la salida del detector ("deformación") en función del tiempo, mientras que la parte inferior muestra la distribución de frecuencia de la potencia. en función del tiempo. Este tipo de fallo es de origen desconocido y cubre un amplio rango de frecuencia, con "aletas" características en frecuencias más bajas en el gráfico de tiempo-frecuencia. ^[117]

Debido a la precisión requerida en la medición, el detector Virgo es sensible a una serie de fuentes de ruido que limitan la precisión de la medición. Algunas de estas fuentes corresponden a amplios rangos de frecuencia y limitan la sensibilidad general del detector, ^{[83] [105]} como por ejemplo:

• Ruido sísmico (cualquier movimiento del suelo procedente de numerosas fuentes, como olas en el mar Mediterráneo, viento o actividad humana como el tráfico), generalmente en bajas frecuencias de hasta aproximadamente 10 Hertz (Hz).
• Ruido térmico de los espejos y sus cables de suspensión, correspondiente a la agitación del espejo/suspensión debido a su propia temperatura, desde unas pocas decenas hasta unos cientos de Hz.
• El ruido cuántico , que incluye el ruido del disparo del láser , correspondiente a la fluctuación de la potencia recibida por los detectores y relevante por encima de unos pocos cientos de Hz, y el ruido de presión de radiación , correspondiente a la presión aplicada por el láser sobre el espejo, que es relevante a baja frecuencia
• Ruido newtoniano, causado por la variación del campo de gravedad que afecta a la posición del espejo, relevante por debajo de 20 Hz.

Además de estas amplias fuentes de ruido, son visibles varios picos en el espectro de ruido, relacionados con fuentes de ruido específicas. Entre ellos se encuentran, en particular, una línea a 50 Hz (así como armónicos a 100, 150 y 200 Hz), correspondiente a la frecuencia de la red eléctrica europea ; los llamados "modos de violín" a 300 Hz (y una serie de armónicos), correspondientes a la frecuencia de resonancia de las fibras de suspensión (que pueden vibrar a una frecuencia específica tal como lo hacen las cuerdas de un violín); y líneas de calibración, que aparecen cuando los espejos se mueven para la calibración. ^{[118] [119]}

Otras fuentes de ruido también pueden tener un impacto a corto plazo: el mal tiempo o los terremotos pueden aumentar temporalmente el nivel de ruido. ^[105]

Por último, pueden aparecer en los datos una serie de artefactos de corta duración debido a muchos posibles problemas instrumentales; Estos normalmente se denominan "fallos técnicos". Se estima que alrededor del 20% de los eventos detectados se ven afectados por fallos, lo que requiere métodos de procesamiento de datos específicos para mitigar su impacto. ^[120]

Sensibilidad del detector

Una curva de sensibilidad del detector Virgo en la banda de frecuencia [10 Hz; 10 kHz], calculado en agosto de 2011. ^[121] Su forma es típica: el ruido térmico del péndulo de suspensión del espejo domina a baja frecuencia, mientras que el aumento a alta frecuencia se debe al ruido del disparo del láser. En el medio se pueden ver resonancias (por ejemplo, los modos de violín con alambre suspendido) y contribuciones de diversos ruidos instrumentales (entre ellos la frecuencia de 50 Hz de la red eléctrica y sus armónicos ) que se intenta reducir continuamente.

Un detector como Virgo se caracteriza por su sensibilidad, una cifra de mérito que proporciona información sobre la señal más pequeña que el instrumento podría detectar: ​​cuanto menor sea el valor de la sensibilidad, mejor será el detector. La sensibilidad varía con la frecuencia ya que cada ruido tiene su propio rango de frecuencia.

La medida más común para la sensibilidad de un detector de ondas gravitacionales es la "distancia del horizonte", definida como la distancia a la que una estrella de neutrones binaria con masas 1,4 M _☉ –1,4 M _☉ (donde M _☉ es la masa solar ) produce una señal . -Relación ruido de 8 en el detector. Generalmente se expresa en megaparsecs . ^[122] Por ejemplo, el alcance de Virgo durante la ejecución del O3 estuvo entre 40 y 50 Mpc. ^[33] Este rango es sólo un indicador y no representa un rango máximo para el detector; Las señales de fuentes más masivas tendrán una amplitud mayor y, por lo tanto, podrán detectarse desde más lejos.

Virgo es un detector de banda ancha cuya sensibilidad varía desde unos pocos Hz hasta 10 kHz. Matemáticamente hablando, su sensibilidad se caracteriza por su espectro de potencia que se calcula en tiempo real a partir de los datos registrados por el detector. La imagen adjunta muestra un ejemplo de densidad del espectro de amplitud de Virgo (la raíz cuadrada del espectro de potencia) de 2011, trazada utilizando una escala logarítmica .

Los cálculos muestran que la sensibilidad del detector varía aproximadamente como , donde está la longitud de la cavidad del brazo y la potencia del láser en el divisor de haz. Para mejorarlo hay que aumentar estas dos cantidades. Esto se logra teniendo brazos largos, usando cavidades ópticas dentro del brazo para maximizar la exposición a la señal e implementando reciclaje de energía para aumentar la potencia en los brazos. ^{[83] [123]} ${\displaystyle {\frac {1}{L\times {\sqrt {P}}}}}$ ${\displaystyle L}$ ${\displaystyle P}$

Análisis de los datos

Una parte importante de los recursos de colaboración de Virgo se dedica al desarrollo e implementación de software de análisis de datos diseñado para procesar la salida del detector. Además del software de adquisición de datos y las herramientas para distribuir los datos, este esfuerzo se comparte principalmente con miembros de las colaboraciones LIGO y KAGRA, como parte de la colaboración LIGO-Virgo-KAGRA (LVK). ^[124]

Los datos del detector inicialmente sólo están disponibles para los miembros de LVK; Los segmentos de datos sobre eventos detectados se publican en el momento de la publicación del artículo relacionado, y los datos completos se publican después de un período de propiedad, que actualmente dura 18 meses. Durante la tercera ejecución de observación (O3), esto resultó en dos publicaciones de datos separadas (O3a y O3b), correspondientes a los primeros seis meses y los últimos seis meses de la ejecución, respectivamente. ^[125] Los datos están disponibles para cualquier persona en la plataforma Gravitational Wave Open Science Center (GWOSC). ^{[126] [127]}

Búsquedas transitorias

Canalizaciones de detección de eventos

Durante el recorrido del O3, se utilizaron cinco tuberías diferentes para identificar eventos candidatos dentro de los datos y recopilar una lista de observaciones de señales de ondas gravitacionales de corta duración ("transitorias") en una publicación de catálogo. Cuatro de ellos (GstLAL, PyCBC , MBTA y SPIIR) estaban dedicados a la detección de coalescencias binarias compactas (CBC, el único tipo de evento detectado hasta el momento), mientras que el quinto (cWB) estaba diseñado para detectar cualquier señal transitoria. Los cinco canales se han utilizado durante la ejecución ("en línea") como parte del sistema de alerta de baja latencia, y después de la ejecución ("fuera de línea") para reevaluar la importancia de los candidatos y detectar eventos que pueden haberse pasado por alto (excepto para SPIIR, que solo se ejecutó en línea) ^[128] El canal oLIB, que también busca señales genéricas de "ráfaga", también se ha utilizado para generar alertas, pero no para los catálogos. ^{[129] [130]} Además, se han utilizado otros dos canales específicamente para búsquedas en ráfaga después de la ejecución, ya que son demasiado costosos desde el punto de vista computacional para ejecutarse en línea: BayesWave, un canal que utiliza técnicas bayesianas que cWB utilizó para investigar más a fondo los eventos. , ^[131] y STAMPS-AS, que está diseñado para buscar específicamente ráfagas de larga duración (más de 1 segundo). ^{[43] [132]}

Los cuatro canales CBC se basan en el concepto de filtrado coincidente , una técnica utilizada para buscar una señal conocida dentro de datos ruidosos de manera óptima. Esta técnica requiere cierto conocimiento de cómo se ve la señal y, por lo tanto, depende del modelo utilizado para simularla. Aunque existen modelos razonables, la complejidad de las ecuaciones que gobiernan la dinámica de una fusión compacta hace que la generación de formas de onda precisas sea un desafío; El desarrollo de nuevas formas de onda sigue siendo un campo de investigación activo. ^{[133] [134]} Además, las fuentes cubren una amplia gama de posibles parámetros (masas y espines de los dos objetos, ubicación en el cielo) que producirán diferentes formas de onda, en lugar de tener una señal específica. Esto lleva a los investigadores a generar "bancos de plantillas" que contienen una gran cantidad de formas de onda diferentes correspondientes a diferentes parámetros; Hay que llegar a un equilibrio entre lo ajustado que es el banco (maximizando el número de detecciones) y los limitados recursos computacionales disponibles para realizar la búsqueda con todas las plantillas. Cómo generar estos bancos de plantillas de manera eficiente también es un campo activo de investigación. ^[135] Durante la búsqueda, el filtrado coincidente se realiza en cada forma de onda dentro del banco de plantillas (precalculado).

Aunque las cuatro búsquedas utilizan la misma técnica, todas tienen diferentes optimizaciones y especificidades sobre cómo manejan los datos. En particular, utilizan diferentes técnicas para estimar la importancia de un evento, para discriminar entre eventos reales y fallos, y para combinar los datos de los diferentes detectores; también utilizan diferentes bancos de plantillas.

El canal cWB (coherent wave burst) utiliza un enfoque diferente: funciona agrupando los datos de los diferentes detectores y realizando un análisis conjunto para buscar señales coherentes que aparecen en varios detectores a la vez. Aunque su sensibilidad para fusiones binarias es menor que la de los pipelines CBC dedicados, su fortaleza radica en ser capaz de detectar señales de cualquier tipo de fuente, ya que no requiere ninguna suposición sobre la forma de la señal (razón por la cual a menudo se la conoce como como una búsqueda "no modelada"). ^[136]

Baja latencia

El sistema de baja latencia está diseñado para generar alertas para los astrónomos cuando se detectan eventos gravitacionales, con la esperanza de que se pueda observar una contraparte electromagnética. Esto se logra centralizando los eventos candidatos de los diferentes canales de análisis en la base de datos de eventos candidatos de ondas gravitacionales (GraceDB), ^[137] desde donde se procesan los datos. Si un evento se considera suficientemente significativo, se produce una rápida localización del cielo y se envían alertas preliminares de forma autónoma en el lapso de unos minutos; Después de una evaluación más precisa de los parámetros de la fuente, así como de una investigación humana, se envía una nueva alerta o un aviso de retractación dentro de un día. ^[138] Las alertas se envían a través del GCN , que también centraliza las alertas de los telescopios de rayos gamma y neutrinos, así como del SCiMMA. ^{[139] [140]} Se enviaron un total de 78 alertas durante la ejecución de O3, de las cuales 23 fueron retractadas posteriormente. ^[128]

Estimación de parámetros

Una vez que uno de los canales de detección de eventos ha detectado un evento, se realiza un análisis más profundo para obtener una estimación más precisa de los parámetros de la fuente y la incertidumbre de la medición . Durante el recorrido de O3, esto se llevó a cabo utilizando varios oleoductos diferentes, incluidos Bilby y RIFT. Estos ductos emplean métodos bayesianos para cuantificar la incertidumbre, incluidos MCMC y muestreo anidado . ^[128]

Buscar contrapartes

Mientras muchos astrónomos intentan seguir las alertas de baja latencia de los detectores de ondas gravitacionales, también ocurre lo contrario: los eventos electromagnéticos que se espera que tengan una emisión de ondas gravitacionales asociada son sometidos a una búsqueda más profunda. Uno de los principales objetivos de estos son los estallidos de rayos gamma ; se cree que están asociados con supernovas (ráfagas "largas", que duran más de 2 segundos) y con coalescencias binarias compactas que involucran estrellas de neutrones (ráfagas "cortas"). ^[141] Se ha confirmado que la fusión de dos estrellas de neutrones en particular está asociada tanto con un estallido de rayos gamma como con ondas gravitacionales con el evento GW170817 . ^[26]

Se han realizado búsquedas dirigidas a observaciones de explosiones de rayos gamma a partir de datos de ejecuciones anteriores utilizando el canal pyGRB ^[142] para CBC, utilizando métodos similares a las búsquedas regulares, pero centrados en el momento de las explosiones y apuntando solo al área del cielo encontrada. por observatorios de rayos gamma. También se llevó a cabo una búsqueda no modelada utilizando el paquete X-pipeline, de forma similar a las búsquedas no modeladas habituales. ^{[143] [141]}

Además de estas búsquedas, varios oleoductos buscan coincidencias entre alertas de ondas gravitacionales y alertas de otros detectores. En particular, el oleoducto RAVEN forma parte de la infraestructura de baja latencia y analiza la coincidencia con eventos de explosión de rayos gamma y otras fuentes. ^[144] El oleoducto LLAMA también se dedica a identificar este tipo de coincidencias con eventos de neutrinos, predominantemente de IceCube . ^[145]

Búsquedas de ondas continuas

Las búsquedas dedicadas a ondas gravitacionales periódicas, como las generadas por estrellas de neutrones que giran rápidamente, generalmente se denominan búsquedas de ondas continuas. Éstas se pueden dividir en tres categorías: búsquedas de todo el cielo, que buscan señales desconocidas desde cualquier dirección, búsquedas dirigidas, que apuntan a objetos con posiciones conocidas pero con frecuencia desconocida, y búsquedas dirigidas, que buscan señales de fuentes donde tanto la posición y la frecuencia son conocidos. Las búsquedas dirigidas y dirigidas están motivadas por el hecho de que las búsquedas en todo el cielo son extremadamente costosas desde el punto de vista computacional y, por lo tanto, requieren compensaciones que limitan su sensibilidad. ^{[46] [48]}

El principal desafío en la búsqueda continua de ondas es que la señal es mucho más débil que los transitorios actuales detectados, lo que significa que se debe observar un largo período de tiempo para acumular suficientes datos para detectarla, ya que la relación señal-ruido aumenta con la raíz cuadrada de el tiempo de observación (intuitivamente, la señal se acumulará durante la duración de la observación, mientras que el ruido no). ^[146] El problema es que durante períodos de tiempo tan largos, la frecuencia de la fuente evolucionará y el movimiento de la Tierra alrededor del Sol afectará la frecuencia a través del efecto Doppler . Esto aumenta enormemente el coste computacional de la búsqueda, más aún cuando se desconoce la frecuencia. Aunque existen estrategias de mitigación, como búsquedas semicoherentes, donde el análisis se realiza por separado en segmentos de los datos en lugar de en los datos completos, estas dan como resultado una pérdida de sensibilidad. ^[46] Otros enfoques incluyen la correlación cruzada, inspirada en las búsquedas de ondas estocásticas, que aprovecha tener múltiples detectores para buscar una señal correlacionada en un par de detectores. ^[147]

Búsquedas de ondas estocásticas

El fondo de ondas gravitacionales estocásticas es otro objetivo para los equipos de análisis de datos. Por definición, puede verse como una fuente de ruido en los detectores; el principal desafío es separarlo de las otras fuentes de ruido y medir su densidad espectral de potencia . El método más sencillo para resolver este problema es buscar correlaciones dentro de una red de varios detectores; la idea es que el ruido relacionado con el fondo de ondas gravitacionales será idéntico en todos los detectores, mientras que el ruido instrumental (en principio) no estará correlacionado entre los detectores. Otro posible enfoque sería buscar un exceso de potencia que no se tenga en cuenta por otras fuentes de ruido; sin embargo, esto resulta poco práctico para los interferómetros actuales (incluido Virgo), ya que el ruido no se conoce lo suficientemente bien en comparación con la potencia esperada del fondo estocástico. ^[148] Actualmente, la colaboración LVK solo utiliza búsquedas basadas en correlación cruzada entre detectores, ^[149] aunque también se desarrollan otros tipos de búsquedas. ^{[150] [151]}

Este tipo de búsqueda también debe tener en cuenta factores como el patrón de antena de los detectores , el movimiento de la Tierra y la distancia entre los detectores. También es necesario hacer suposiciones sobre algunas propiedades del fondo; es común suponer que es gaussiano e isotrópico , pero también existen búsquedas de fondos anisotrópicos, no gaussianos y más exóticos. ^{[148] [150]}

Búsquedas de propiedades de ondas gravitacionales

Se han desarrollado varios programas informáticos para investigar la física que rodea a las ondas gravitacionales. Estos análisis generalmente se realizan fuera de línea (después de la ejecución) y, a menudo, se basan en los resultados de otras búsquedas (actualmente, en su mayoría, búsquedas CBC).

Se realizan varios análisis para buscar eventos observados varias veces debido a la aplicación de lentes , primero tratando de hacer coincidir todos los eventos conocidos y luego realizando un análisis conjunto para el par de eventos más prometedores; Estos análisis se han realizado utilizando los software LAInference y HANABI. También se realizan búsquedas adicionales de eventos que pueden haber pasado desapercibidos en las búsquedas regulares de CBC, mediante la reutilización de las canalizaciones de CBC existentes. ^[71]

También se ha desarrollado un software diseñado para estimar la constante de Hubble . El gasoducto gwcosmo realiza un análisis bayesiano para determinar una distribución de los posibles valores de la constante, tanto utilizando "sirenas oscuras" (eventos CBC sin contraparte electromagnética), que pueden correlacionarse con un catálogo de galaxias, como eventos con contraparte electromagnética para los cuales Se puede hacer una estimación directa basada en la distancia medida con ondas gravitacionales y la galaxia anfitriona identificada. ^{[152] [153]} Esto requiere asumir una población específica de agujeros negros, lo que puede ser una fuente importante de sesgo; Análisis recientes han intentado sortear este problema ajustando simultáneamente tanto la población como la constante de Hubble. ^[154]

Resultados científicos

Localización celeste del evento GW170814 , tanto con los dos detectores LIGO como con la red completa. La incorporación de Virgo permite una localización mucho más precisa.

La primera detección de una señal gravitacional por parte de Virgo tuvo lugar al comienzo de la segunda ronda de observación (O2), ya que Virgo estuvo ausente en la primera ronda de observación. El evento, denominado GW170814 , fue una coalescencia entre dos agujeros negros y también el primer evento detectado por tres detectores diferentes, lo que permitió mejorar enormemente su localización en comparación con los eventos de la primera serie de observaciones. También permitió la primera medida concluyente de las polarizaciones de las ondas gravitacionales , proporcionando evidencia contra la existencia de polarizaciones distintas a las predichas por la relatividad general. ^[26]

Pronto le siguió la más famosa GW170817 , la primera fusión de dos estrellas de neutrones detectada por la red de ondas gravitacionales y, desde enero de 2023, el único evento con una detección confirmada de una contraparte electromagnética, tanto en rayos gamma como en telescopios ópticos, y más tarde en los dominios de radio y rayos X. Si bien no se observó ninguna señal en Virgo, esta ausencia fue crucial para imponer restricciones más estrictas a la localización del evento. ^[28] Este evento tuvo tremendas repercusiones en la comunidad astronómica, involucrando a más de 4000 astrónomos, ^[155] mejorando la comprensión de las fusiones de estrellas de neutrones, ^[156] e imponiendo restricciones muy estrictas a la velocidad de la gravedad. ^[157]

Se han realizado varias búsquedas de ondas gravitacionales continuas a partir de datos de ejecuciones anteriores. En el recorrido O3, estas incluyen una búsqueda en todo el cielo, ^[158] búsquedas dirigidas hacia Scorpius X-1 ^[159] y varios púlsares conocidos (incluidos los púlsares Cangrejo y Vela ), ^{[160] [161]} y búsqueda dirigida hacia los restos de supernova Cassiopeia A y Vela Jr. ^[162] y el Centro Galáctico . ^[163] Si bien ninguna de las fuentes logró identificar una señal, esto permitió establecer límites superiores en algunos parámetros; en particular, se descubrió que la desviación de las bolas que giran perfectamente en púlsares cercanos conocidos es como máximo del orden de 1 mm. ^[158]

Virgo fue incluido en la última búsqueda de un fondo de ondas gravitacionales junto con LIGO, combinando los resultados de O3 con los de las pruebas O1 y O2 (que solo utilizaron datos LIGO). No se observó ningún fondo estocástico, lo que mejoró las restricciones previas sobre la energía del fondo en un orden de magnitud. ^[57]

También se han obtenido restricciones a la constante de Hubble ; la mejor estimación actual es 68⁺
_12-8km s ⁻¹ Mpc ⁻¹ , combinando resultados de agujeros negros binarios y del evento GW170817. Este resultado es coherente con otras estimaciones de la constante, pero no lo suficientemente preciso como para resolver la tensión sobre su valor exacto. ^[75]

Superar a

La colaboración Virgo participa en una serie de actividades que promueven la comunicación y la educación sobre las ondas gravitacionales hacia el público en general. ^[164] Esto incluye una amplia variedad de actividades, tales como:

• participación en numerosos festivales científicos ^{[165] [166] [167]}
• conferencias públicas y cursos sobre las actividades de Virgo, incluso para las clases escolares ^[164]
• participación en exposiciones de arte, como "El ritmo del espacio" en el Museo della Grafica de Pisa, ^[168] o "On Air" en el Palacio de Tokio ^[169]
• organizar visitas guiadas a las instalaciones de Virgo para colegios, universidades y público en general ^[170]
• participación en actividades que promueven la igualdad de género en la ciencia ^[171]

Galería

• 
  Descripción general del sitio de Virgo
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  Vista aérea del detector Virgo.
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  Vista del brazo norte de Virgo de 3 km de longitud
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  El sitio de Virgo con, en primer plano, el edificio que alberga la sala de control de detectores y el centro de cómputo local.
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  El edificio central de Virgo que alberga el láser y el espejo divisor de haz.
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  Vista del brazo oeste de Virgo de 3 km de longitud (tubo derecho). El tubo de la izquierda, de 150 metros de largo, alberga la cavidad del modo limpiador que se utiliza para filtrar espacialmente el rayo láser.

Referencias

1. "Nuestra misión". www.ego-gw.it . Observatorio Gravitacional Europeo . Consultado el 11 de octubre de 2023 .
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enlaces externos

• Descripción en el sitio web de EGO Archivado el 13 de julio de 2006 en Wayback Machine.
• La página de inicio de Virgo
• Informe de diseño técnico avanzado de Virgo