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Interferómetro de Virgo

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

Virgo está alojado en el Observatorio Gravitacional Europeo (EGO), un consorcio fundado por el Centro Nacional de Investigación Científica (CNRS) francés y el Instituto Nacional de Física Nuclear (INFN) italiano. [1] La Colaboración Virgo opera el detector y define la estrategia y la política para su uso y actualizaciones. La colaboración consta de más de 850 miembros en 16 países. [2] El interferómetro Virgo opera con detectores similares, incluidos los dos interferómetros LIGO en los Estados Unidos (en el sitio de Hanford y en Livingston, Luisiana ) y el interferómetro japonés KAGRA (en la mina Kamioka ). La cooperación entre varios detectores es crucial para detectar ondas gravitacionales y señalar su origen; las colaboraciones LIGO y Virgo han compartido sus datos desde 2007, y con KAGRA desde 2019, para formar la colaboración LIGO-Virgo-KAGRA (LVK). [3]

El interferómetro recibe su 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. [4] Desarrollado cuando las ondas gravitacionales eran solo una predicción de la relatividad general, ahora ha detectado varias de ellas. Su primera detección fue en 2017 (junto con los dos detectores LIGO); a esto le siguió rápidamente la detección de la onda gravitacional GW170817 , la única observada con métodos clásicos ( telescopios ópticos , de rayos gamma , de rayos X y de radio ) a partir de 2024. [5] El detector se utiliza para ejecuciones de observación conjuntas con los otros detectores, separadas por períodos de puesta en servicio durante los cuales se actualiza para aumentar su sensibilidad y producción científica. [6]

Organización

El experimento Virgo está gestionado por el consorcio Observatorio Gravitacional Europeo (EGO), creado en diciembre de 2000 por el Centro Nacional de Investigación Científica (CNRS) de Francia y el Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN). [7] Nikhef , el Instituto Holandés de Física Nuclear y de Altas Energías, se unió más tarde como observador y finalmente se convirtió en miembro de pleno derecho. EGO es responsable del sitio Virgo y está a cargo de la construcción, el mantenimiento y el funcionamiento del detector y sus actualizaciones. Uno de los objetivos de EGO es promover la investigación y los estudios sobre la gravedad en Europa. [1]

La Colaboración Virgo consolida a todos los investigadores que trabajan en varios aspectos del detector. Alrededor de 880 miembros, que representan a 182 instituciones en 21 países, formaban parte de la colaboración en octubre de 2024. [8] [9] Esto incluye instituciones en Francia, Italia, Países Bajos, Polonia, España, Bélgica, Alemania, Hungría, Portugal, Grecia, Chequia, Dinamarca, Irlanda, Mónaco, Suiza, Brasil, Burkina Faso, China, Israel, Japón y Corea del Sur. [9]

La Colaboración Virgo es parte de la Colaboración LIGO-Virgo-KAGRA (LVK), que reúne a científicos de otros experimentos importantes de ondas gravitacionales para analizar conjuntamente los datos; esto es crucial para la detección de ondas gravitacionales. [10] LVK comenzó en 2007 [3] como la Colaboración LIGO-Virgo, y se expandió cuando KAGRA se unió en 2019. [11] [12]

Historia

El proyecto Virgo fue aprobado en 1992 por el CNRS francés y al año siguiente por el INFN italiano. 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 en las que no se detectaron ondas gravitacionales, el interferómetro se cerró en 2011 para actualizarlo como parte del proyecto Advanced Virgo. Comenzó a realizar observaciones nuevamente en 2017, y rápidamente realizó sus primeras detecciones con los detectores LIGO. [13]

Concepción

Aunque el concepto de ondas gravitacionales fue presentado por Albert Einstein en 1916, [14] los proyectos serios para detectarlas recién comenzaron durante la década de 1970. Los primeros fueron las barras de Weber , inventadas por Joseph Weber ; [15] aunque podían detectar ondas gravitacionales en teoría, ninguno de los experimentos tuvo éxito. Sin embargo, provocaron la creación de grupos de investigación dedicados a las ondas gravitacionales. [16]

La idea de un gran detector interferométrico comenzó a ganar credibilidad a principios de los años 1980, y el proyecto Virgo fue conceptualizado por el investigador italiano Adalberto Giazotto y el investigador francés Alain Brillet en 1985 después de que se conocieran en Roma . Una idea clave que diferenció a Virgo de otros proyectos fue la focalización en frecuencias bajas (alrededor de 10 Hz); la mayoría de los proyectos se centraron en frecuencias más altas (alrededor de 500 Hz). Muchos creían en ese momento que esto no era posible; solo Francia e Italia comenzaron a trabajar en el proyecto, [17] que se presentó por primera vez en 1987. [18] Después de la aprobación del CNRS y el INFN, la construcción del interferómetro comenzó en 1996 con el objetivo de comenzar las observaciones en el año 2000. [19]

El primer objetivo de Virgo fue observar directamente las ondas gravitacionales, de lo que el estudio de tres décadas del púlsar binario 1913+16 aportó evidencia indirecta. La disminución observada del período orbital de este púlsar binario concordaba con la hipótesis de que el sistema estaba perdiendo energía al emitir ondas gravitacionales. [20]

Detector inicial de Virgo

El detector Virgo se construyó, puso en funcionamiento y se puso en funcionamiento durante la década de 2000, y alcanzó la sensibilidad esperada. Esto validó sus opciones de diseño y demostró que los interferómetros gigantes eran dispositivos prometedores para detectar ondas gravitacionales en una amplia banda de frecuencias. [21] [22] Esta fase a veces se denomina "Virgo inicial" o "Virgo original". [23] [24]

La construcción del detector Virgo inicial se completó en junio de 2003, [25] y se realizaron varios períodos de recopilación de datos ("pruebas científicas") entre 2007 y 2011. [26] [27] Algunas de las pruebas se realizaron con los dos detectores LIGO . Hubo un cierre de unos meses en 2010 para una actualización del sistema de suspensión Virgo, y los cables de suspensión de acero originales se reemplazaron por fibras de vidrio para reducir el ruido térmico. [28] El detector Virgo original no era lo suficientemente sensible y, después de varios meses de recopilación de datos con el sistema de suspensión mejorado, se cerró en septiembre de 2011 para la instalación de Virgo avanzado. [29]

Detector avanzado de Virgo

Seis gráficos y tres gráficos
Primera detección directa de una onda gravitacional por Virgo el 14 de agosto de 2017 (GW170814)

El detector Virgo avanzado tenía como objetivo aumentar la sensibilidad (y la distancia desde la que se puede detectar una señal) en un factor de 10, lo que le permitiría sondear un volumen del universo 1.000 veces mayor y hacer más probable la detección de ondas gravitacionales. [17] [30] Se benefició de la experiencia adquirida con el detector inicial y los avances tecnológicos. [30]

El detector Virgo avanzado mantuvo la misma infraestructura de vacío que el Virgo inicial, pero se actualizó el resto del interferómetro. Se agregaron cuatro criotrampas adicionales en ambos extremos de cada brazo para atrapar partículas residuales provenientes de las torres de espejos. Los nuevos espejos eran más grandes (350 mm de diámetro, con un peso de 40 kg), y se mejoró su rendimiento óptico. Los elementos ópticos utilizados para controlar el interferómetro están al vacío sobre montajes suspendidos. Se instalaría un sistema de óptica adaptativa para corregir las aberraciones del espejo in situ . En el plan original, se esperaba que la potencia del láser alcanzara los 200 W en su configuración final. [31]

Advanced Virgo comenzó su 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 de O2. LIGO y Virgo detectaron la señal GW170814 el 14 de agosto de 2017, que se informó el 27 de septiembre de ese año. Fue la primera fusión de agujeros negros binarios detectada tanto por LIGO como por Virgo, y la primera para Virgo. [32] [33]

GW170817 fue detectado por LIGO y Virgo el 17 de agosto de 2017. La señal, producida por los minutos finales de dos estrellas de neutrones que se acercaban en espiral y se fusionaban , fue la primera fusión de estrellas de neutrones binarias observada y la primera observación de ondas gravitacionales confirmada por medios no gravitacionales. También se detectó el estallido de rayos gamma resultante , y los telescopios ópticos descubrieron más tarde una kilonova correspondiente a la fusión. [5] [34]

Después de más actualizaciones, Virgo comenzó su tercer ciclo de observación (O3) en abril de 2019. Planificado para durar un año, [35] el ciclo terminó antes de tiempo el 27 de marzo de 2020 debido a la pandemia de COVID-19 . [36]

Las mejoras posteriores a O3 forman parte del programa Advanced Virgo+, dividido en dos fases; la primera precede a la ejecución de O4, y la segunda precede a 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 O3 y la implementación de una nueva técnica conocida como reciclaje de señales; también se instalan sensores sísmicos alrededor de los espejos. La segunda fase intentará reducir el ruido térmico de los espejos modificando la geometría del haz láser para aumentar su tamaño en los espejos (distribuyendo la energía en un área mayor y reduciendo así la temperatura) y mejorando el revestimiento de los espejos; los espejos finales serán más grandes, lo que requerirá mejoras en la suspensión. También se esperan más mejoras para la reducción del ruido cuántico en la segunda fase, basándose en los cambios de la primera. [37]

El cuarto ciclo de observación (O4) estaba previsto que comenzara en mayo de 2023 y durara 20 meses, incluida una pausa de puesta en servicio de hasta dos meses. [6] El 11 de mayo de 2023, Virgo anunció que no se uniría al comienzo de O4; el interferómetro no era lo suficientemente estable como para alcanzar la sensibilidad esperada y era necesario reemplazar un espejo, lo que requirió varias semanas de trabajo. [38] Virgo no se unió al ciclo O4 durante su primera parte (O4a, que finalizó el 16 de enero de 2024), ya que solo alcanzó una sensibilidad máxima de 45 Mpc en lugar de los 80 a 115 Mpc esperados inicialmente; se unió a la segunda parte del ciclo (O4b), que comenzó el 10 de abril de 2024, con una sensibilidad de 50 a 55 Mpc. En junio de 2024, se anunció que el ciclo O4 duraría hasta el 9 de junio de 2025 para seguir preparando las actualizaciones de O5. [6]

Futuro

El detector se apagará nuevamente para realizar actualizaciones, incluida la mejora del revestimiento del espejo, después de la ejecución O4. Se planea que una quinta ejecución de observación (O5) comience alrededor de junio de 2027. La sensibilidad del objetivo de Virgo, originalmente establecida en 150-260 Mpc, se está redefiniendo a la luz de su desempeño durante O4. Se espera que los planes para ingresar a la ejecución O5 se conozcan antes de fines de 2024. [6]

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 los detectores. Los planes actuales de la colaboración se conocen como proyecto Virgo_nEXT. [39]

Caso de ciencia

Una imagen en color
Simulación por computadora de las ondas gravitacionales emitidas por la desintegración orbital y la fusión de dos agujeros negros
Representación visual de una señal que aumenta en frecuencia.
"Chirrido" típico de una señal de onda gravitacional del evento GW170817 . El eje x representa el tiempo y el eje y la frecuencia. El aumento de frecuencia con el tiempo es típico de las ondas gravitacionales de objetos binarios compactos y su forma está determinada principalmente por la masa de los objetos. [40]

Virgo está diseñado para buscar ondas gravitacionales emitidas por fuentes astrofísicas en todo el universo que pueden clasificarse en tres tipos: [41]

La detección de estas fuentes es una nueva forma de observarlas (a menudo con información diferente a la de los métodos clásicos, como los telescopios) y de investigar propiedades fundamentales de la gravedad, como la polarización de las ondas gravitacionales, [42] el posible efecto de lente gravitacional , [43] o determinar si las señales observadas están correctamente descritas por la relatividad general. [44] También proporciona una forma de medir la constante de Hubble . [45]

Instrumento

Principio

Edificios blancos y dos tuberías largas y azules.
Vista aérea de 2015 del edificio central del sitio Virgo, el edificio Mode-Cleaner, el brazo oeste de 3 km de largo y el comienzo del brazo norte (derecha) . Otros edificios incluyen oficinas, talleres, el centro de computación local y la sala de control del interferómetro.
Animación de la detección de ondas gravitacionales con un interferómetro como Virgo. Los desplazamientos del espejo y la diferencia de fase están exagerados y el tiempo se ralentiza en más de un factor de 10. [ 46]

En la relatividad general, una onda gravitacional es una perturbación del espacio-tiempo que se propaga a la velocidad de la luz. Curva ligeramente el espacio-tiempo (cambiando la trayectoria de la luz ) y puede detectarse con un interferómetro de Michelson en el que un láser se divide en dos haces que viajan en direcciones ortogonales , rebotando en un espejo en el extremo de cada brazo. A medida que la onda gravitacional pasa, altera la trayectoria de los dos haces de manera diferente; luego se recombinan y el patrón interferométrico resultante se mide con un fotodiodo . Dado que la deformación inducida es extremadamente pequeña, la precisión en la posición del espejo, la estabilidad del láser, las mediciones y el aislamiento del ruido exterior son esenciales. [47]

Sistema de inyección y láser

Otro diagrama esquemático
Disposición del interferómetro Virgo durante la ejecución O4 (2023-2024), incluido el espejo de reciclado de señales y la cavidad del filtro que no se encontraron en la ejecución anterior. Las estimaciones de potencia del láser son indicativas. [37]

El láser , la fuente de luz del experimento, debe ser potente y estable en frecuencia y amplitud. [48] Para cumplir con estas especificaciones, el haz comienza con un láser estable de baja potencia. [49] La luz del 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 (alcanzando 100 W durante la ejecución O3 después de las actualizaciones de Advanced Virgo), y se espera que se actualice a 130 W al comienzo de la ejecución O4. [37] El detector Virgo original tenía un sistema láser maestro-esclavo , donde se usa un láser "maestro" para estabilizar un láser "esclavo" de alta potencia; el láser maestro era un láser Nd:YAG y el láser esclavo era un láser Nd:YVO4 . [25] La solución para Advanced Virgo es tener un láser de fibra , con una etapa de amplificación también hecha de fibras, para mejorar la robustez del sistema; Su configuración final está prevista para combinar la luz de dos láseres para alcanzar la potencia requerida. [31] [50] La longitud de onda del láser es de 1064 nanómetros en las configuraciones Virgo original y avanzada. [37]

Este láser se envía al interferómetro después de pasar por el sistema de inyección, que garantiza la estabilidad del haz, ajusta su forma y potencia y lo posiciona correctamente para entrar en el interferómetro. Los componentes clave del sistema de inyección incluyen el limpiador de modos de entrada (una cavidad de 140 metros de largo para mejorar la calidad del haz estabilizando la frecuencia, eliminando la propagación de luz no deseada y reduciendo el efecto de la desalineación del láser), un aislador de Faraday que evita que la luz regrese al láser y un telescopio de adaptación de modos que adapta el tamaño y la posición del haz antes de que entre en el interferómetro. [31]

Espejos

Un espejo redondo
Espejo del detector Virgo inicial, ahora un modelo de exposición en el sitio de Virgo

Los grandes espejos de cada brazo son la óptica más crítica del interferómetro. Incluyen los dos espejos de los extremos de los brazos de 3 km del interferómetro y los dos espejos de entrada cerca del comienzo de los brazos. Estos espejos forman una cavidad óptica resonante en cada brazo en la que la luz rebota miles de veces antes de regresar al divisor de haz, maximizando el efecto de la señal en la trayectoria del láser [51] y permitiendo que se incremente la potencia de la luz que circula en los brazos. Estos espejos (diseñados para Virgo) son cilindros de 35 cm de diámetro y 20 cm de espesor, [31] hechos del vidrio más puro que se puede obtener. [52] Los espejos se pulen a nivel atómico para evitar que se difunda (y pierda) luz. [53] Luego se agrega un revestimiento reflectante (un reflector Bragg hecho con pulverización catódica de haz de iones ). Los espejos en el extremo de los brazos reflejan casi toda la luz entrante, con menos del 0,002 por ciento perdido en cada reflexión. [54]

Otros dos espejos también están en el diseño final:

Superatenuadores

Diagrama de un superatenuador
Un espejo Virgo se sostiene en el vacío mediante un superatenuador, que amortigua las vibraciones sísmicas. Se trata de una cadena de péndulos que cuelgan de una plataforma superior y se sostienen mediante tres patas sujetas al suelo, formando un péndulo invertido . [27] Las vibraciones sísmicas superiores a 10 Hz se reducen en más de 10 12 veces, [55] y se controla la posición del espejo.

Para mitigar el ruido sísmico que podría propagarse hasta los espejos, sacudiéndolos y oscureciendo las posibles señales de ondas gravitacionales, los espejos están suspendidos por un sistema complejo. Los espejos principales están suspendidos por cuatro fibras delgadas hechas de sílice [56] que están unidas a una serie de atenuadores. Este superatenuador, de casi ocho metros de altura, está en el vacío. [57] Los superatenuadores limitan las perturbaciones en los espejos y permiten dirigir con precisión la posición y orientación de los mismos. La mesa óptica con la óptica de inyección utilizada para dar forma al haz láser, como los bancos utilizados para la detección de luz, también están suspendidos en el vacío para limitar el ruido sísmico y acústico. En la configuración Advanced Virgo, la instrumentación utilizada para detectar señales de ondas gravitacionales y dirigir el interferómetro ( fotodiodos , cámaras y electrónica asociada) está instalada en varios bancos suspendidos en el vacío. [31]

El diseño del superatenuador se basa en la atenuación pasiva del ruido sísmico lograda mediante el encadenamiento de varios péndulos , cada uno de ellos un oscilador armónico . Tienen una frecuencia de resonancia (que disminuye con la longitud del péndulo) por encima de la cual el ruido se amortiguará; encadenar varios péndulos reduce el ruido en doce órdenes de magnitud, introduciendo frecuencias de resonancia que son más altas que un solo péndulo largo. [58] 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 [31] y alcanza el nivel necesario para detectar ondas gravitacionales alrededor de 10 Hz. El sistema está limitado en 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. [58]

Sistema de detección

Parte de la luz en las cavidades del brazo se envía hacia el sistema de detección mediante el divisor de haz. El interferómetro trabaja cerca de la "franja oscura", con muy poca luz enviada hacia la salida; la mayor parte se envía de vuelta a la entrada, para ser recogida por el espejo de reciclaje de energía. Una fracción de esta luz se refleja de vuelta por el espejo de reciclaje de señal, y el resto es recogido por el sistema de detección. Primero pasa por el limpiador de modos de salida, que filtra los "modos de orden superior" (luz que se propaga de forma no deseada, normalmente a partir de pequeños defectos en los espejos) [59] antes de llegar a los fotodiodos que miden la intensidad de la luz. El limpiador de modos de salida y los fotodiodos están suspendidos en el vacío. [30]

Óptica intrincada, con una persona cerca para medir la escala.
Banco de detección del interferómetro Virgo antes de su instalación en abril de 2015. Tiene 88 cm de ancho y alberga el limpiador de modos de salida; el fotodiodo está en otro banco. [60]

Con la ejecución O3, se introdujo una fuente de vacío comprimido para reducir el ruido cuántico, que es una de las principales limitaciones a la sensibilidad. Al reemplazar el vacío estándar con un vacío comprimido, las fluctuaciones de una cantidad se reducen a expensas de aumentar las fluctuaciones de la otra cantidad debido al principio de incertidumbre de Heisenberg . En Virgo, las cantidades son la amplitud y la fase de la luz. Un vacío comprimido fue propuesto en 1981 por Carlton Caves durante la infancia de los detectores de ondas gravitacionales. [61] Durante la ejecución O3, se implementó la compresión independiente de la frecuencia; la compresión es idéntica en todas las frecuencias, reduciendo el ruido de disparo (dominante en frecuencias altas) y aumentando el ruido de presión de radiación (dominante en frecuencias bajas y sin limitar la sensibilidad del instrumento). [62] Debido a la adición de la inyección de vacío comprimido, el ruido cuántico se redujo en 3,2 dB a frecuencias altas y el rango del detector se incrementó entre un cinco y un ocho por ciento. [63] Se producen estados comprimidos más sofisticados [64] combinando la tecnología de O3 con una nueva cavidad de filtro de 285 m de longitud. Esta tecnología, conocida como compresión dependiente de la frecuencia , ayuda a reducir el ruido de disparo a frecuencias altas (donde el ruido de presión de radiación es irrelevante) y reduce el ruido de presión de radiación a frecuencias bajas (donde el ruido de disparo es bajo). [65] [66]

Infraestructura

Desde el aire, el detector Virgo tiene forma de "L" con sus dos brazos perpendiculares de 3 km de longitud. Los "túneles" del brazo albergan tuberías por las que viajan los rayos láser en el vacío. Virgo es la instalación de ultra alto vacío más grande de Europa , con un volumen de 6.800 metros cúbicos. [67] Los dos brazos de 3 km están hechos de un tubo de acero largo de 1,2 m de diámetro, en el que la presión residual objetivo es de aproximadamente una milésima de una milmillonésima de una atmósfera (mejorando el nivel original de Virgo en un factor de 100). Las moléculas de gas residual, principalmente hidrógeno y agua, tienen un impacto limitado en la trayectoria de los rayos láser. [31] Grandes válvulas de compuerta se encuentran en ambos extremos de los brazos para que se pueda trabajar en las torres de vacío de espejos sin romper el ultra alto vacío de un brazo. Las torres que contienen los espejos y atenuadores están divididas en dos secciones, con diferentes presiones. [68] Los tubos se someten a un proceso, conocido como horneado, en el que se calientan a 150 °C para eliminar partículas no deseadas de sus superficies; aunque las torres también se hornearon en el diseño inicial de Virgo, ahora se utilizan trampas criogénicas para evitar la contaminación. [31]

Debido a la alta potencia del interferómetro, sus espejos son susceptibles a los efectos del calentamiento inducido por el láser (a pesar de la absorción extremadamente baja ). Estos efectos pueden causar deformación de la superficie debido a la dilatación o un cambio en el índice de refracción del sustrato , lo que resulta en un escape de potencia del interferómetro y perturbaciones de la señal. Estos efectos se explican por un sistema de compensación térmica (TCS) que incluye sensores de frente de onda Hartmann (HWS) [69] para medir la aberración óptica a través de una fuente de luz auxiliar y dos actuadores : láseres de CO 2 (que calientan partes del espejo para corregir los defectos) y calentadores de anillo, que ajustan el radio de curvatura del espejo . El sistema también corrige "defectos fríos": defectos permanentes introducidos durante la fabricación del espejo. [70] [31] Durante la ejecución de O3, el TCS aumentó la potencia dentro del interferómetro en un 15 por ciento y disminuyó la potencia que sale del interferómetro en un factor de dos. [71]

Un dispositivo redondo y brillante, con una mano como escala.
Un calibrador newtoniano ("NCal") antes de su instalación en el detector. Varios de ellos se instalan cerca de un espejo final; el movimiento del rotor genera una fuerza gravitacional variable sobre el espejo, lo que permite un movimiento controlado. [72]

Otro componente importante es el sistema para controlar la luz dispersa (cualquier luz que se salga de la trayectoria designada del interferómetro) por dispersión en una superficie o por reflexión no deseada. La recombinación de la luz dispersa con el haz principal del interferómetro puede ser una fuente de ruido significativa, a menudo difícil de rastrear y modelar. La mayoría de los esfuerzos para mitigar la luz dispersa se basan en placas absorbentes (conocidas como deflectores) colocadas cerca de la óptica y dentro de los tubos; se necesitan precauciones adicionales para evitar que los deflectores afecten el funcionamiento del interferómetro. [73] [74] [67]

Se requiere calibración para estimar la respuesta del detector a las ondas gravitacionales y reconstruir correctamente la señal. Implica mover los espejos de forma controlada y medir el resultado. Durante la era inicial de Virgo, esto se lograba principalmente agitando un péndulo en el que se suspende el espejo con bobinas para generar un campo magnético que interactúa con imanes fijados al péndulo. [75] Esta técnica se utilizó hasta O2. Para O3, el método de calibración principal fue la calibración de fotones (PCal); había sido un método secundario para validar los resultados, utilizando un láser auxiliar para desplazar el espejo con presión de radiación . [76] [77] Un método conocido como calibración newtoniana (NCal) se introdujo al final de O2 para validar los resultados de Pcal; se basa en la gravedad para mover el espejo, colocando una masa giratoria a una distancia específica de él. [78] [77] Al comienzo de la segunda parte de O4, Ncal se convirtió en el principal método de calibración porque funcionó mejor que Pcal; Pcal todavía se utiliza para validar los resultados de Ncal y sondear frecuencias más altas que son inaccesibles para Ncal. [72]

El instrumento requiere un sistema de adquisición de datos eficiente que gestione los datos medidos en la salida del interferómetro y de los sensores del sitio, escribiéndolos en archivos y distribuyéndolos para su análisis. Se han desarrollado hardware y software dedicados para Virgo. [79]

Ruido y sensibilidad

Fuentes de ruido

Gráfico y visualización correspondiente de una anomalía
Fallo de "pez Koi" de los datos de LIGO Hanford de 2015. La parte superior es la salida del detector (tensión) en función del tiempo y la parte inferior es la distribución de frecuencia de la potencia. Este tipo de fallo es de origen desconocido y cubre un amplio rango de frecuencias, con "aletas" características en frecuencias más bajas. [80]

El detector Virgo es sensible a varias fuentes de ruido que limitan su capacidad para detectar señales de ondas gravitacionales. Algunas tienen amplios rangos de frecuencia y limitan la sensibilidad general del detector, [81] [67] como:

Además de estas amplias fuentes de ruido, otras pueden afectar frecuencias específicas. Entre ellas se incluyen una fuente a 50 Hz (y armónicos a 100, 150 y 200 Hz), correspondiente a la frecuencia de la red eléctrica europea ; "modos violín" a 300 Hz (y varios armónicos), correspondientes a la frecuencia resonante de las fibras de suspensión (que pueden vibrar a una frecuencia específica, como lo hacen las cuerdas de un violín); y líneas de calibración, que aparecen cuando se mueven los espejos para calibrarlos. [82] [83]

Las fuentes de ruido adicionales pueden tener un impacto a corto plazo; el mal tiempo o los terremotos pueden aumentar temporalmente el nivel de ruido. [67] Pueden aparecer artefactos de corta duración en los datos debido a muchos posibles problemas instrumentales, y generalmente se los conoce como "fallos". Se estima que alrededor del 20 por ciento de los eventos detectados se ven afectados por fallos, lo que requiere métodos específicos de procesamiento de datos para mitigar su impacto. [84]

Sensibilidad del detector

Un gráfico
Curva de sensibilidad en el detector Virgo de 10 Hz a 10 kHz, calculada en agosto de 2011. [85] [86] Su forma es típica; el ruido térmico del péndulo de suspensión del espejo domina a baja frecuencia, y el aumento a alta frecuencia se debe al ruido del disparo del láser. Entre medias se encuentran resonancias y ruidos instrumentales, incluida la frecuencia de servicio de 50 Hz y sus armónicos . [81]

La sensibilidad depende de la frecuencia y suele representarse como una curva correspondiente al espectro de potencia del ruido (o espectro de amplitud, la raíz cuadrada del espectro de potencia); cuanto más baja sea la curva, mayor será la sensibilidad. Virgo es un detector de banda ancha cuya sensibilidad varía de unos pocos Hz a 10 kHz; una curva de sensibilidad de Virgo de 2011 se representa con una escala logarítmica . [87]

La medida más común de la sensibilidad de los detectores de ondas gravitacionales es la distancia al horizonte, definida como la distancia a la que una estrella de neutrones binaria con una masa de 1,4 M ☉ –1,4 M ☉ (donde M ☉ es la masa solar ) produce una relación señal-ruido de 8 en el detector. Generalmente se expresa en megaparsecs. [88] El rango de Virgo durante la ejecución de O3 fue de entre 40 y 50 Mpc. [6] Este rango es un indicador, no un rango máximo para el detector; las señales de fuentes más masivas tendrán una amplitud mayor y se pueden detectar desde más lejos. [89]

Los cálculos indican que la sensibilidad del detector se escala aproximadamente como , donde es la longitud de la cavidad del brazo y la potencia del láser en el divisor de haz. Para mejorarla, estas cantidades deben aumentarse. Esto se logra con brazos largos, cavidades ópticas dentro del brazo para maximizar la exposición a la señal y reciclaje de energía para aumentar la potencia en los brazos. [81] [90]

Análisis de datos

Una parte importante de los recursos de la colaboración Virgo se dedica al desarrollo y la 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, el esfuerzo se comparte con los miembros de las colaboraciones LIGO y KAGRA como parte de la colaboración LIGO-Virgo-KAGRA (LVK). [91]

Los datos del detector están inicialmente disponibles solo para los miembros de LVK. Los segmentos de datos relacionados con los eventos detectados se publican en el momento de la publicación del artículo relacionado, y los datos completos se publican después de un período exclusivo (actualmente 18 meses). Durante la tercera serie de observaciones (O3), esto dio lugar a dos publicaciones de datos independientes (O3a y O3b) correspondientes a los primeros y últimos seis meses de la serie. [92] Los datos están entonces disponibles de forma general en la plataforma del Centro de Ciencia Abierta de Ondas Gravitacionales (GWOSC). [93] [94]

El análisis de los datos requiere una variedad de técnicas que apuntan a diferentes tipos de fuentes. La mayor parte del esfuerzo se dedica a la detección y análisis de fusiones de objetos compactos, el único tipo de fuente detectado hasta ahora. El software de análisis ejecuta los datos en busca de este tipo de evento, y se utiliza una infraestructura dedicada para alertar a la comunidad en línea. [95] Otros esfuerzos se llevan a cabo después del período de adquisición de datos (fuera de línea), incluyendo búsquedas de fuentes continuas, [96] un fondo estocástico , [97] o análisis más profundo de los eventos detectados. [95]

Resultados científicos

Mapa de todo el cielo utilizando la proyección de Mollweide, que muestra dos áreas correspondientes a la localización de un evento utilizando solo los 2 detectores LIGO, y utilizando tanto LIGO como Virgo. El área con los 3 detectores es menor en un factor 20.
Localización en el cielo del evento GW170814 con los dos detectores LIGO y la red completa. La incorporación de Virgo permite una localización más precisa.

Virgo detectó por primera vez una señal gravitacional durante la segunda serie de observaciones (O2) de la era "avanzada"; solo los detectores LIGO estaban en funcionamiento durante la primera serie de observaciones. El evento, llamado GW170814 , fue una coalescencia entre dos agujeros negros. Fue el primer evento detectado por tres detectores diferentes, lo que permitió una localización muy mejorada en comparación con los eventos de la primera serie de observaciones. También permitió la primera medida concluyente de la polarización de las ondas gravitacionales , lo que proporcionó evidencia contra polarizaciones distintas a las predichas por la relatividad general. [32]

Poco después se produjo el más conocido GW170817 , la primera fusión de dos estrellas de neutrones detectada por la red de ondas gravitacionales y (en octubre de 2024) el único evento con una detección confirmada de una contraparte electromagnética en rayos gamma , telescopios ópticos, radio y dominios de rayos X. No se observó ninguna señal en Virgo, pero esta ausencia fue crucial para limitar más estrictamente la localización del evento. [5] Este evento, en el que participaron más de 4000 astrónomos, [98] mejoró la comprensión de las fusiones de estrellas de neutrones [99] y puso restricciones estrictas a la velocidad de la gravedad . [100]

Se han realizado varias búsquedas de ondas gravitacionales continuas en datos de ejecuciones anteriores. Las búsquedas de ejecución O3 incluyen una búsqueda en todo el cielo, [101] búsquedas dirigidas hacia Scorpius X-1 [102] y varios púlsares conocidos (incluidos los púlsares Crab y Vela ), [103] [104] y una búsqueda dirigida hacia los remanentes de supernova Cassiopeia A y Vela Jr. [105] y el Centro Galáctico . [106] Aunque ninguna de las búsquedas identificó una señal, esto permitió establecer límites superiores en algunos parámetros; en particular, se encontró que la desviación de las bolas giratorias perfectas para los púlsares conocidos cercanos es (como máximo) 1 mm. [101]

Virgo se incluyó en la última búsqueda de un fondo de ondas gravitacionales con LIGO, combinando los resultados de O3 con los de O1 y O2 (que solo utilizaron datos de LIGO). No se observó ningún fondo estocástico, lo que mejoró las restricciones previas sobre la energía del fondo en un orden de magnitud . [107]

También se han obtenido estimaciones amplias de la constante de Hubble ; la mejor estimación actual es 68+12
-8km s −1 Mpc −1 , combinando resultados de agujeros negros binarios y el evento GW170817. Este resultado es consistente con otras estimaciones de la constante, pero no lo suficientemente preciso como para resolver los debates actuales sobre su valor exacto. [45]

Superar a

La colaboración Virgo participa en varias actividades que promueven la comunicación y la educación sobre las ondas gravitacionales para el público en general. [108] Una actividad importante es la organización de visitas guiadas a las instalaciones de Virgo para escuelas, universidades y el público en general; [109] sin embargo, muchas de las actividades de divulgación se llevan a cabo fuera del sitio de Virgo. Esto incluye conferencias públicas y cursos sobre las actividades de Virgo [108] y la participación en festivales científicos, [110] [111] [112] que desarrollan métodos y dispositivos para la comprensión pública de las ondas gravitacionales y temas relacionados. La colaboración está involucrada en varios proyectos artísticos, que van desde proyectos visuales como "El ritmo del espacio" en el Museo della Grafica en Pisa [113] y "On Air" en el Palais de Tokyo [114] hasta conciertos. [115] Incluye actividades que promueven la igualdad de género en la ciencia, destacando a las mujeres que trabajan en Virgo en las comunicaciones al público en general. [116]

Galería

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