La Antena Espacial de Interferómetro Láser ( LISA ) es una sonda espacial planificada para detectar y medir con precisión ondas gravitacionales [2] (pequeñas ondas en el tejido del espacio-tiempo ) de fuentes astronómicas. [3] LISA será el primer observatorio espacial dedicado a ondas gravitacionales . Su objetivo es medir ondas gravitacionales directamente mediante interferometría láser . El concepto LISA tiene una constelación de tres naves espaciales dispuestas en un triángulo equilátero con lados de 2,5 millones de kilómetros de largo, volando a lo largo de una órbita heliocéntrica similar a la de la Tierra . La distancia entre los satélites se controla con precisión para detectar el paso de una onda gravitacional. [2]
El proyecto LISA comenzó como un esfuerzo conjunto entre la NASA y la Agencia Espacial Europea (ESA). Sin embargo, en 2011, la NASA anunció que no podría continuar su asociación LISA con la Agencia Espacial Europea [4] debido a limitaciones de financiación. [5] El proyecto es un experimento reconocido del CERN (RE8). [6] [7] Un diseño reducido inicialmente conocido como el Nuevo Observatorio de Ondas Gravitacionales ( NGO ) fue propuesto como uno de los tres grandes proyectos en los planes a largo plazo de la ESA . [8] En 2013, la ESA seleccionó 'El Universo Gravitacional' como tema para uno de sus tres grandes proyectos en la década de 2030 [9] [10] mediante el cual se comprometió a lanzar un observatorio de ondas gravitacionales con base en el espacio.
En enero de 2017, se propuso LISA como misión candidata. [11] El 20 de junio de 2017, la misión sugerida recibió su objetivo de autorización para la década de 2030 y fue aprobada como una de las principales misiones de investigación de la ESA. [12] [13]
El 25 de enero de 2024, la ESA adoptó formalmente la misión LISA. Esta adopción reconoce que el concepto y la tecnología de la misión están lo suficientemente avanzados como para que pueda comenzar la construcción de la nave espacial y sus instrumentos. [14]
La misión LISA está diseñada para la observación directa de ondas gravitacionales , que son distorsiones del espacio-tiempo que viajan a la velocidad de la luz . Las ondas gravitacionales que pasan alternativamente comprimen y estiran el espacio mismo en una pequeña cantidad. Las ondas gravitacionales son causadas por eventos energéticos en el universo y, a diferencia de cualquier otra radiación , pueden pasar sin obstáculos por la masa intermedia. El lanzamiento de LISA añadirá un nuevo sentido a la percepción que tienen los científicos del universo y les permitirá estudiar fenómenos que son invisibles con luz normal. [15] [16]
Las fuentes potenciales de señales son la fusión de agujeros negros masivos en el centro de las galaxias , [17] agujeros negros masivos orbitados por pequeños objetos compactos , conocidos como espirales de relación de masa extrema , [18] binarias de estrellas compactas, [19] y posiblemente otras fuentes de origen cosmológico, como una transición de fase cosmológica poco después del Big Bang , [20] y objetos astrofísicos especulativos como cuerdas cósmicas y límites de dominio . [21]
El objetivo principal de la misión LISA es detectar y medir ondas gravitacionales producidas por sistemas binarios compactos y fusiones de agujeros negros supermasivos. LISA observará ondas gravitacionales midiendo cambios diferenciales en la longitud de sus brazos, detectados por interferometría láser. [22] Cada una de las tres naves espaciales LISA contiene dos telescopios, dos láseres y dos masas de prueba (cada una de ellas un cubo de oro/platino recubierto de oro de 46 mm, aproximadamente 2 kg), dispuestas en dos conjuntos ópticos apuntados hacia las otras dos naves espaciales. . [11] Estos forman interferómetros tipo Michelson , cada uno centrado en una de las naves espaciales, con las masas de prueba definiendo los extremos de los brazos. [23] Todo el conjunto, que es diez veces más grande que la órbita de la Luna, se colocará en la órbita solar a la misma distancia del Sol que la Tierra, pero 20 grados detrás de la Tierra, y con los planos orbitales de las tres naves espaciales están inclinadas con respecto a la eclíptica aproximadamente 0,33 grados, lo que da como resultado que el plano de la formación de la nave espacial triangular esté inclinado 60 grados con respecto al plano de la eclíptica. [22] La distancia lineal media entre la formación y la Tierra será de 50 millones de kilómetros. [24]
Para eliminar fuerzas no gravitacionales, como la presión de la luz y el viento solar , sobre las masas de prueba, cada nave espacial se construye como un satélite de resistencia cero . La masa de prueba flota libremente en el interior, efectivamente en caída libre, mientras que la nave espacial a su alrededor absorbe todas estas fuerzas locales no gravitacionales. Luego, utilizando sensores capacitivos para determinar la posición de la nave espacial en relación con la masa, propulsores muy precisos ajustan la nave espacial para que la siga, manteniéndose centrada alrededor de la masa. [25]
Cuanto más largos son los brazos, más sensible es el detector a las ondas gravitacionales de período largo, pero su sensibilidad a longitudes de onda más cortas que los brazos se reduce (2.500.000 km son 8,3 segundos luz , o 0,12 Hz [compárese con la sensibilidad máxima de LIGO alrededor de 500 Hz). ]). Como los satélites vuelan libremente, el espaciado se ajusta fácilmente antes del lanzamiento; los límites superiores los imponen los tamaños de los telescopios necesarios en cada extremo del interferómetro (que están limitados por el tamaño de la carga útil del vehículo de lanzamiento ) y la estabilidad de la órbita de la constelación (las constelaciones más grandes son más sensibles a los efectos gravitacionales de otros planetas, lo que limita la vida útil de la misión). Otro factor dependiente de la longitud que debe compensarse es el "ángulo de avance" entre los rayos láser entrantes y salientes; el telescopio debe recibir su haz entrante desde donde estaba su compañero hace unos segundos, pero enviar su haz saliente hacia donde estará su compañero dentro de unos segundos .
La propuesta original de LISA de 2008 tenía brazos de 5 millones de kilómetros (5 Gm) de largo. [26] Cuando se redujo el alcance a eLISA en 2013, se propusieron brazos de 1 millón de kilómetros. [27] La propuesta LISA aprobada en 2017 tiene brazos de 2,5 millones de kilómetros (2,5 Gm) de largo. [28] [11]
Como la mayoría de los observatorios de ondas gravitacionales modernos , LISA se basa en la interferometría láser . Sus tres satélites forman un interferómetro Michelson gigante en el que dos satélites "transpondedores" desempeñan el papel de reflectores y un satélite "maestro" el papel de fuente y observador. Cuando una onda gravitacional pasa por el interferómetro, las longitudes de los dos brazos de LISA varían debido a las distorsiones del espacio-tiempo causadas por la onda. En la práctica, LISA mide un cambio de fase relativo entre un láser local y un láser distante mediante interferencia de luz . La comparación entre la frecuencia del rayo láser observada (haz de retorno) y la frecuencia del rayo láser local (haz enviado) codifica los parámetros de onda. El principio de medición de distancia entre satélites mediante interferometría láser se implementó con éxito en el interferómetro de distancia láser a bordo del GRACE Follow-On . [29]
A diferencia de los observatorios terrestres de ondas gravitacionales, LISA no puede mantener sus brazos "fijados" en una posición a una longitud fija. En cambio, las distancias entre satélites varían significativamente a lo largo de la órbita de cada año, y el detector debe realizar un seguimiento de la distancia en constante cambio, contando los millones de longitudes de onda en las que la distancia cambia cada segundo. Luego, las señales se separan en el dominio de la frecuencia : los cambios con períodos inferiores a un día son señales de interés, mientras que los cambios con períodos de un mes o más son irrelevantes.
Esta diferencia significa que LISA no puede utilizar cavidades de brazo resonantes de Fabry-Pérot de alta delicadeza ni sistemas de reciclaje de señales como detectores terrestres, lo que limita su precisión en la medición de longitud. Pero con brazos casi un millón de veces más largos, los movimientos a detectar son correspondientemente mayores.
En 2015 se lanzó una misión de prueba de la ESA llamada LISA Pathfinder (LPF) para probar la tecnología necesaria para poner una masa de prueba en condiciones (casi) perfectas de caída libre. [30] LPF consiste en una sola nave espacial con uno de los brazos del interferómetro LISA acortado a aproximadamente 38 cm (15 pulgadas), de modo que quepa dentro de una sola nave espacial. La nave espacial alcanzó su ubicación operativa en órbita heliocéntrica en el punto L1 de Lagrange el 22 de enero de 2016, donde se sometió a la puesta en servicio de la carga útil. [31] La investigación científica comenzó el 8 de marzo de 2016. [32] El objetivo de LPF era demostrar un nivel de ruido 10 veces peor que el necesario para LISA. Sin embargo, LPF superó este objetivo por un amplio margen, acercándose a los niveles de ruido requeridos por LISA. [33]
La astronomía de ondas gravitacionales busca utilizar mediciones directas de ondas gravitacionales para estudiar sistemas astrofísicos y probar la teoría de la gravedad de Einstein . La evidencia indirecta de ondas gravitacionales se derivó de observaciones de los períodos orbitales decrecientes de varios púlsares binarios , como el púlsar de Hulse-Taylor . [35] En febrero de 2016, el proyecto Advanced LIGO anunció que había detectado directamente ondas gravitacionales de una fusión de agujeros negros. [36] [37] [38]
La observación de ondas gravitacionales requiere dos cosas: una fuerte fuente de ondas gravitacionales (como la fusión de dos agujeros negros ) y una sensibilidad de detección extremadamente alta. Un instrumento similar a LISA debería poder medir desplazamientos relativos con una resolución de 20 picómetros (menos que el diámetro de un átomo de helio) a una distancia de un millón de kilómetros, lo que produciría una sensibilidad a la deformación mejor que 1 parte en 10 20 en el banda de baja frecuencia de alrededor de un milihercio.
Un detector tipo LISA es sensible a la banda de baja frecuencia del espectro de ondas gravitacionales, que contiene muchas fuentes astrofísicamente interesantes. [39] Un detector de este tipo observaría señales de estrellas binarias dentro de nuestra galaxia (la Vía Láctea ); [40] [41] señales de agujeros negros supermasivos binarios en otras galaxias ; [42] y espirales y ráfagas de relación de masa extrema producidas por un objeto compacto de masa estelar que orbita un agujero negro supermasivo. [43] [44] También hay señales más especulativas, como señales de transiciones de fase cosmológicas , cuerdas cósmicas y ondas gravitacionales primordiales generadas durante la inflación cosmológica . [45]
LISA podrá detectar ondas gravitacionales casi monocromáticas que emanan de sistemas binarios cercanos formados por dos objetos estelares compactos ( enanas blancas , estrellas de neutrones y agujeros negros ) en la Vía Láctea . En realidad, a bajas frecuencias se espera que sean tan numerosos que formen una fuente de ruido (primer plano) para el análisis de datos LISA. A frecuencias más altas, se espera que LISA detecte y resuelva alrededor de 25.000 binarios compactos galácticos. Estudiar la distribución de las masas, períodos y ubicaciones de esta población nos enseñará sobre la formación y evolución de los sistemas binarios en la galaxia. Además, LISA podrá resolver 10 binarios actualmente conocidos a partir de observaciones electromagnéticas (y encontrar ≈500 más con contrapartes electromagnéticas dentro de un grado cuadrado). El estudio conjunto de estos sistemas permitirá inferir otros mecanismos de disipación en estos sistemas, por ejemplo, a través de interacciones de mareas. [11] Uno de los binarios actualmente conocidos que LISA podrá resolver es el binario de enana blanca ZTF J1539+5027 con un período de 6,91 minutos, el segundo par binario de enanas blancas de período más corto descubierto hasta la fecha. [46] [47]
LISA podrá detectar las ondas gravitacionales de la fusión de un par de agujeros negros masivos con una masa chirriante de entre 10 4 y 10 7 masas solares hasta su formación más temprana con un corrimiento al rojo alrededor de z ≈ 10. La población más conservadora Los modelos esperan que ocurran al menos algunos de estos eventos cada año. Para fusiones más cercanas a ( z < 3), podrá determinar los espines de los componentes, que contienen información sobre la evolución pasada de los componentes (por ejemplo, si han crecido principalmente a través de acreción o fusiones). Para fusiones alrededor del pico de formación estelar ( z ≈ 2), LISA podrá localizar fusiones dentro de 100 grados cuadrados en el cielo nocturno al menos 24 horas antes de la fusión real, lo que permitirá que los telescopios electromagnéticos busquen contrapartes, con el potencial de presenciar la formación de un cuásar después de una fusión. [11]
Las espirales de relación de masa extrema (EMRI) consisten en un objeto estelar compacto (<60 masas solares) en una órbita en lenta decadencia alrededor de un agujero negro masivo de alrededor de 10 5 masas solares. Para el caso ideal de una órbita prograda alrededor de un agujero negro con giro (casi) máximo, LISA podrá detectar estos eventos hasta z =4. Los EMRI son interesantes porque están evolucionando lentamente, pasando alrededor de 10 5 órbitas y entre unos pocos meses y algunos años en la banda de sensibilidad LISA antes de fusionarse. Esto permite mediciones muy precisas (hasta un error de 1 en 10 4 ) de las propiedades del sistema, incluida la masa y el giro del objeto central y la masa y los elementos orbitales ( excentricidad e inclinación ) del objeto más pequeño. Se espera que los EMRI se produzcan periódicamente en los centros de la mayoría de las galaxias y en densos cúmulos estelares. Las estimaciones poblacionales conservadoras predicen al menos un evento detectable por año para LISA. [11]
LISA también podrá detectar las ondas gravitacionales que emanan de fusiones binarias de agujeros negros donde el agujero negro más ligero se encuentra en el rango intermedio de agujeros negros (entre 10 2 y 10 4 masas solares). En el caso de que ambos componentes sean agujeros negros intermedios de entre 600 y 10 4 masas solares, LISA podrá detectar eventos con corrimientos al rojo de alrededor de 1. En el caso de un agujero negro de masa intermedia que gire en espiral hacia un agujero negro masivo (entre 10 4 y 10 6 masas solares) los eventos serán detectables hasta al menos z =3. Dado que se sabe poco sobre la población de agujeros negros de masa intermedia, no existe una buena estimación de las tasas de eventos para estos eventos. [11]
Tras el anuncio de la primera detección de ondas gravitacionales , GW150914, se comprendió que LISA detectaría un evento similar mucho antes de la fusión. [48] Según las tasas de eventos estimadas de LIGO, se espera que LISA detecte y resuelva alrededor de 100 archivos binarios que se fusionarían unas semanas o meses después en la banda de detección de LIGO. LISA podrá predecir con precisión el momento de la fusión con antelación y localizar el evento con 1 grado cuadrado en el cielo. Esto mejorará enormemente las posibilidades de búsqueda de eventos electromagnéticos equivalentes. [11]
Las señales de ondas gravitacionales de los agujeros negros podrían proporcionar pistas sobre una teoría más fundamental de la gravedad. [11] LISA podrá probar posibles modificaciones de la teoría general de la relatividad de Einstein, motivadas por la energía oscura o la materia oscura. [49] Estos podrían manifestarse, por ejemplo, a través de modificaciones de la propagación de ondas gravitacionales, o mediante la posibilidad de agujeros negros peludos . [49]
LISA podrá medir de forma independiente el corrimiento al rojo y la distancia de eventos que ocurren relativamente cerca ( z <0,1) mediante la detección de fusiones masivas de agujeros negros y EMRI. En consecuencia, se puede realizar una medición independiente del parámetro H 0 de Hubble que no depende del uso de la escalera de distancias cósmicas . La precisión de tal determinación está limitada por el tamaño de la muestra y, por tanto, por la duración de la misión. Con una vida útil de la misión de 4 años, se espera poder determinar H 0 con un error absoluto de 0,01 (km/s)/Mpc. En rangos mayores, los eventos LISA pueden vincularse (estocásticamente) a sus contrapartes electromagnéticas, para limitar aún más la curva de expansión del universo. [11]
LISA será sensible al fondo de ondas gravitacionales estocásticas generadas en el universo temprano a través de varios canales, incluida la inflación , las transiciones de fase cosmológicas de primer orden relacionadas con la ruptura espontánea de la simetría y las cuerdas cósmicas. [11]
LISA también buscará fuentes de ondas gravitacionales actualmente desconocidas (y no modeladas). La historia de la astrofísica ha demostrado que cada vez que está disponible un nuevo rango de frecuencia/medio de detección, aparecen nuevas fuentes inesperadas. Esto podría incluir, por ejemplo, torceduras y cúspides en las cuerdas cósmicas. [11]
LISA será sensible al desplazamiento permanente inducido sobre las masas de las sondas por las ondas gravitacionales, conocido como efecto de memoria gravitacional . [50]
Búsquedas anteriores de ondas gravitacionales en el espacio se llevaron a cabo durante períodos cortos mediante misiones planetarias que tenían otros objetivos científicos primarios (como Cassini-Huygens ), utilizando seguimiento Doppler de microondas para monitorear las fluctuaciones en la distancia Tierra-nave espacial. Por el contrario, LISA es una misión dedicada que utilizará interferometría láser para lograr una sensibilidad mucho mayor. [ cita necesaria ] Otras antenas de ondas gravitacionales , como LIGO , Virgo y GEO600 , ya están en funcionamiento en la Tierra, pero su sensibilidad a bajas frecuencias está limitada por las mayores longitudes prácticas de brazo, por el ruido sísmico y por la interferencia de movimientos cercanos. masas. Por el contrario, NANOGrav mide frecuencias demasiado bajas para LISA. Los diferentes tipos de sistemas de medición de ondas gravitacionales (LISA, NANOGrav y detectores terrestres) son complementarios en lugar de competitivos, al igual que los observatorios astronómicos en diferentes bandas electromagnéticas (por ejemplo, ultravioleta e infrarroja ). [51]
Los primeros estudios de diseño de un detector de ondas gravitacionales para su uso en el espacio se realizaron en los años 80 bajo el nombre LAGOS (Laser Antena for Gravitational Radiation Observation in Space). LISA se propuso por primera vez como misión a la ESA a principios de los años 1990. Primero como candidato para el ciclo M3 y más tarde como "misión fundamental" del programa "Horizonte 2000 plus". A medida que avanzaba la década, el diseño se perfeccionó hasta llegar a una configuración triangular de tres naves espaciales con tres brazos de 5 millones de kilómetros. Esta misión se presentó como una misión conjunta entre la ESA y la NASA en 1997. [52] [53]
En la década de 2000, la misión conjunta LISA de la ESA y la NASA fue identificada como candidata para el puesto 'L1' en el programa Cosmic Vision 2015-2025 de la ESA. Sin embargo, debido a recortes presupuestarios, la NASA anunció a principios de 2011 que no contribuiría a ninguna de las misiones de clase L de la ESA. No obstante, la ESA decidió impulsar el programa y ordenó a las misiones candidatas L1 que presentaran versiones de costo reducido que pudieran volar dentro del presupuesto de la ESA. Se diseñó una versión reducida de LISA con sólo dos brazos de 1 millón de kilómetros bajo el nombre NGO (New/Next Gravitational wave Observatory). A pesar de que la ONG ocupa el puesto más alto en términos de potencial científico, la ESA decidió volar el Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) como su misión L1. Una de las principales preocupaciones era que la misión LISA Pathfinder había estado experimentando retrasos técnicos, lo que hacía incierto si la tecnología estaría lista para la fecha de lanzamiento proyectada de la L1. [52] [53]
Poco después, la ESA anunció que seleccionaría temas para sus espacios de misión de clase grande L2 y L3. Se formuló un tema llamado "El Universo Gravitacional" con la reducida ONG rebautizada eLISA como una misión de testaferro. [54] En noviembre de 2013, la ESA anunció que había seleccionado "el Universo Gravitacional" para su misión L3 (lanzamiento previsto para 2034). [55] Tras la detección exitosa de ondas gravitacionales por parte de los detectores terrestres LIGO en septiembre de 2015, la NASA expresó interés en volver a unirse a la misión como socio menor. En respuesta a una convocatoria de la ESA para propuestas de misión para la misión L3 temática "Universo Gravitacional", [56] se presentó en enero de 2017 una propuesta de misión para un detector con tres brazos de 2,5 millones de kilómetros nuevamente llamado LISA. [11]
A partir de enero de 2024, se espera que LISA se lance en 2035 en un Ariane 6 , [1] dos años antes de lo anunciado anteriormente. [57]
Así como la luz viene en un espectro o en una variedad de longitudes de onda, también lo hacen las ondas gravitacionales. Diferentes longitudes de onda apuntan a diferentes tipos de orígenes cósmicos y requieren diferentes tipos de detectores.
