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Un detector de ondas gravitacionales (usado en un observatorio de ondas gravitacionales ) es un dispositivo diseñado para medir pequeñas distorsiones del espacio-tiempo llamadas ondas gravitacionales . Desde la década de 1960, se han construido y mejorado constantemente varios tipos de detectores de ondas gravitacionales. La generación actual de interferómetros láser ha alcanzado la sensibilidad necesaria para detectar ondas gravitacionales de fuentes astronómicas, formando así la herramienta principal de la astronomía de ondas gravitacionales .
La primera observación directa de ondas gravitacionales fue realizada en septiembre de 2015 por los observatorios LIGO avanzados , que detectaron ondas gravitacionales con longitudes de onda de unos pocos miles de kilómetros provenientes de un sistema binario de agujeros negros estelares en fusión . En junio de 2023, cuatro conjuntos de conjuntos de cronometraje de púlsares presentaron la primera evidencia sólida de un fondo de ondas gravitacionales con longitudes de onda que abarcan años luz, muy probablemente provenientes de muchos sistemas binarios de agujeros negros supermasivos . [1]
La detección directa de ondas gravitacionales se complica por el efecto extraordinariamente pequeño que producen las ondas en un detector. La amplitud de una onda esférica disminuye con la inversa de la distancia desde la fuente. Por lo tanto, incluso las ondas de sistemas extremos, como la fusión de agujeros negros binarios, se extinguen hasta una amplitud muy pequeña cuando llegan a la Tierra. Los astrofísicos predijeron que algunas ondas gravitacionales que pasan por la Tierra podrían producir un movimiento diferencial del orden de 10 −18 m en un instrumento del tamaño de LIGO . [2]
Un dispositivo sencillo para detectar el movimiento de onda esperado se llama antena de masa resonante: un gran cuerpo sólido de metal aislado de las vibraciones externas. Este tipo de instrumento fue el primer tipo de detector de ondas gravitacionales. Las tensiones en el espacio debidas a una onda gravitacional incidente excitan la frecuencia resonante del cuerpo y, por lo tanto, podrían amplificarse a niveles detectables. Es posible que una supernova cercana sea lo suficientemente fuerte como para ser vista sin amplificación resonante. Sin embargo, hasta 2018, no se ha realizado ninguna observación de ondas gravitacionales que hubiera sido ampliamente aceptada por la comunidad científica en ningún tipo de antena de masa resonante, a pesar de ciertas afirmaciones de observación por parte de los investigadores que operan las antenas. [ cita requerida ]
Se han construido tres tipos de antenas de masa resonante: antenas de barra a temperatura ambiente, antenas de barra enfriadas criogénicamente y antenas esféricas enfriadas criogénicamente.
El primer tipo de antena fue la barra Weber , que se utilizaba a temperatura ambiente y tenía forma de barra ; fue la más utilizada en los años 1960 y 1970 y se construyeron muchas en todo el mundo. Weber y otros afirmaron a finales de los años 1960 y principios de los años 1970 que estos dispositivos detectaban ondas gravitacionales; sin embargo, otros investigadores no lograron detectarlas y se llegó a un consenso en el sentido de que las barras Weber no serían un medio práctico para detectarlas. [3]
La segunda generación de antenas de masa resonante, desarrollada en los años 1980 y 1990, fueron las antenas de barra criogénicas, también llamadas a veces barras Weber. En los años 1990 había cinco antenas de barra criogénicas principales: AURIGA (Padua, Italia), NAUTILUS (Roma, Italia), EXPLORER (CERN, Suiza), ALLEGRO (Luisiana, EE. UU.) y NIOBE (Perth, Australia). En 1997, estas cinco antenas operadas por cuatro grupos de investigación formaron la Colaboración Internacional de Eventos Gravitacionales (IGEC, por sus siglas en inglés) para la colaboración. Si bien hubo varios casos de desviaciones inexplicables de la señal de fondo, no hubo casos confirmados de observación de ondas gravitacionales con estos detectores.
En la década de 1980, también se fabricó en Italia una antena de barra criogénica llamada ALTAIR, que, junto con una antena de barra a temperatura ambiente llamada GEOGRAV, se utilizó como prototipo para las antenas de barra posteriores. Los operadores del detector GEOGRAV afirmaron haber observado ondas gravitacionales procedentes de la supernova SN1987A (junto con otra antena de barra a temperatura ambiente), pero estas afirmaciones no fueron aceptadas por la comunidad en general.
Estas formas criogénicas modernas de la barra de Weber funcionaban con dispositivos superconductores de interferencia cuántica para detectar vibraciones (ALLEGRO, por ejemplo). Algunas de ellas continuaron en funcionamiento después de que las antenas interferométricas comenzaran a alcanzar sensibilidad astrofísica, como AURIGA, un detector de ondas gravitacionales de barra cilíndrica resonante ultracriogénica con base en el INFN en Italia. Los equipos de AURIGA y LIGO colaboraron en observaciones conjuntas. [4]
En la década de 2000, surgió la tercera generación de antenas de masa resonante, las antenas criogénicas esféricas. Se propusieron cuatro antenas esféricas alrededor del año 2000 y dos de ellas se construyeron como versiones reducidas, las otras se cancelaron. Las antenas propuestas fueron GRAIL (Países Bajos, reducida a MiniGRAIL ), TIGA (EE. UU., se fabricaron pequeños prototipos), SFERA (Italia) y Graviton (Brasil, reducida a Mario Schenberg ).
Las dos antenas reducidas, MiniGRAIL y Mario Schenberg , tienen un diseño similar y se operan como un esfuerzo colaborativo. MiniGRAIL tiene su base en la Universidad de Leiden y consiste en una esfera de 1150 kg (2540 lb) mecanizada con precisión y enfriada criogénicamente a 20 mK (−273,1300 °C; −459,6340 °F). [5] La configuración esférica permite una sensibilidad igual en todas las direcciones y es algo más simple experimentalmente que los dispositivos lineales más grandes que requieren alto vacío. Los eventos se detectan midiendo la deformación de la esfera del detector . MiniGRAIL es altamente sensible en el rango de 2 a 4 kHz, adecuado para detectar ondas gravitacionales de inestabilidades de estrellas de neutrones rotatorias o fusiones de pequeños agujeros negros. [6]
Existe un consenso actual de que los detectores de masa resonante criogénicos actuales no son lo suficientemente sensibles para detectar nada más que ondas gravitacionales extremadamente potentes (y, por lo tanto, muy raras). [ cita requerida ] Hasta 2020, no se ha producido ninguna detección de ondas gravitacionales mediante antenas resonantes criogénicas.
Un detector más sensible utiliza interferometría láser para medir el movimiento inducido por ondas gravitacionales entre masas "libres" separadas. [7] Esto permite que las masas estén separadas por grandes distancias (lo que aumenta el tamaño de la señal); otra ventaja es que es sensible a una amplia gama de frecuencias (no solo aquellas cercanas a una resonancia como es el caso de las barras de Weber). Los interferómetros terrestres ya están operativos. [ cita requerida ]
En la actualidad, el interferómetro láser terrestre más sensible es el LIGO (Observatorio de ondas gravitacionales por interferómetro láser). El LIGO es famoso por ser el lugar donde se detectaron las primeras ondas gravitacionales confirmadas en 2015. El LIGO tiene dos detectores: uno en Livingston (Luisiana ) y el otro en el sitio de Hanford en Richland (Washington) . Cada uno consta de dos brazos de almacenamiento de luz de 4 km de longitud, que forman un ángulo de 90 grados entre sí y la luz pasa a través de tubos de vacío de 1 m (3 pies y 3 pulgadas) de diámetro que recorren los 4 km (2,5 millas). Una onda gravitacional que pase estirará ligeramente un brazo mientras acorta el otro. Este es precisamente el movimiento al que es más sensible un interferómetro de Michelson. [ cita requerida ]
Incluso con brazos tan largos, las ondas gravitacionales más fuertes solo cambiarán la distancia entre los extremos de los brazos en aproximadamente 10 −18 metros como máximo. LIGO debería poder detectar ondas gravitacionales tan pequeñas como . Las actualizaciones de LIGO y otros detectores como Virgo , GEO600 y TAMA 300 deberían aumentar aún más la sensibilidad, y la próxima generación de instrumentos (Advanced LIGO Plus y Advanced Virgo Plus) será aún más sensible. Otro interferómetro de alta sensibilidad ( KAGRA ) comenzó a operar en 2020. [8] [9] Un punto clave es que un aumento de diez veces en la sensibilidad (radio de "alcance") aumenta el volumen de espacio accesible al instrumento en mil. Esto aumenta la tasa a la que se deben ver señales detectables de una por decenas de años de observación a decenas por año.
Los detectores interferométricos están limitados a altas frecuencias por el ruido de disparo , que se produce porque los láseres producen fotones de forma aleatoria. Una analogía es la lluvia: la tasa de lluvia, como la intensidad del láser, es medible, pero las gotas de lluvia, como los fotones, caen en momentos aleatorios, lo que provoca fluctuaciones en torno al valor medio. Esto genera ruido en la salida del detector, muy parecido a la estática de radio. Además, para una potencia láser suficientemente alta, el momento aleatorio transferido a las masas de prueba por los fotones del láser sacude los espejos, enmascarando las señales a bajas frecuencias. El ruido térmico (por ejemplo, el movimiento browniano ) es otro límite a la sensibilidad. Además de estas fuentes de ruido "estacionarias" (constantes), todos los detectores terrestres también están limitados a bajas frecuencias por el ruido sísmico y otras formas de vibración ambiental, y otras fuentes de ruido "no estacionarias"; crujidos en estructuras mecánicas, relámpagos u otras grandes perturbaciones eléctricas, etc. también pueden crear ruido que enmascare un evento o incluso imitar un evento. Todos estos factores deben tenerse en cuenta y excluirse mediante el análisis antes de que una detección pueda considerarse un verdadero evento de ondas gravitacionales.
También se están desarrollando interferómetros espaciales, como LISA y DECIGO . El diseño de LISA requiere tres masas de prueba que formen un triángulo equilátero, con láseres de cada nave espacial a cada otra nave espacial formando dos interferómetros independientes. Se planea que LISA ocupe una órbita solar siguiendo a la Tierra, con cada brazo del triángulo de cinco millones de kilómetros. Esto coloca al detector en un excelente vacío lejos de las fuentes de ruido basadas en la Tierra, aunque aún será susceptible al ruido de disparo, así como a los artefactos causados por los rayos cósmicos y el viento solar .
En cierto sentido, las señales más fáciles de detectar deberían ser fuentes constantes. Las supernovas y las fusiones de estrellas de neutrones o agujeros negros deberían tener mayores amplitudes y ser más interesantes, pero las ondas generadas serán más complicadas. Las ondas emitidas por una estrella de neutrones giratoria y llena de baches serían " monocromáticas ", como un tono puro en acústica . No cambiarían mucho en amplitud o frecuencia.
El proyecto Einstein@Home es un proyecto de computación distribuida similar a SETI@home , cuyo objetivo es detectar este tipo de ondas gravitacionales simples. Al tomar datos de LIGO y GEO y enviarlos en pequeños fragmentos a miles de voluntarios para que los analicen en paralelo en sus computadoras personales, Einstein@Home puede analizar los datos mucho más rápido de lo que sería posible de otra manera. [10]
Un enfoque diferente para detectar ondas gravitacionales es utilizado por los conjuntos de cronometraje de púlsares , como el European Pulsar Timing Array , [11] el North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves , [12] y el Parkes Pulsar Timing Array . [13] Estos proyectos proponen detectar ondas gravitacionales observando el efecto que estas ondas tienen en las señales entrantes de un conjunto de púlsares de 20 a 50 milisegundos bien conocidos . A medida que una onda gravitacional que pasa a través de la Tierra contrae el espacio en una dirección y lo expande en otra, los tiempos de llegada de las señales de púlsar desde esas direcciones se desplazan correspondientemente. Al estudiar un conjunto fijo de púlsares en el cielo, estos conjuntos deberían poder detectar ondas gravitacionales en el rango de los nanohercios. Se espera que dichas señales sean emitidas por pares de agujeros negros supermasivos en fusión . [14]
En junio de 2023, cuatro conjuntos de conjuntos de cronometraje de pulsares, los tres mencionados anteriormente y el conjunto de cronometraje de pulsares chino, presentaron evidencia independiente pero similar de un fondo estocástico de ondas gravitacionales de nanohercios. La fuente de este fondo aún no se pudo identificar. [15] [16] [17] [18]
El fondo cósmico de microondas, radiación que quedó del momento en que el Universo se enfrió lo suficiente para que se formaran los primeros átomos , puede contener la huella de las ondas gravitacionales del Universo primitivo . La radiación de microondas está polarizada. El patrón de polarización se puede dividir en dos clases llamadas modos E y modos B. Esto es análogo a la electrostática , donde el campo eléctrico ( campo E ) tiene un rizo que se desvanece y el campo magnético ( campo B ) tiene una divergencia que se desvanece . Los modos E se pueden crear mediante una variedad de procesos, pero los modos B solo se pueden producir mediante lentes gravitacionales , ondas gravitacionales o dispersión del polvo .
El 17 de marzo de 2014, los astrónomos del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica anunciaron la aparente detección de la huella de ondas gravitacionales en el fondo cósmico de microondas , que, de confirmarse, proporcionaría una fuerte evidencia de la inflación y el Big Bang . [19] [20] [21] [22] Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se informó de una menor confianza en la confirmación de los hallazgos; [23] [24] [25] y el 19 de septiembre de 2014, una confianza aún más reducida. [26] [27] Finalmente, el 30 de enero de 2015, la Agencia Espacial Europea anunció que la señal puede atribuirse completamente al polvo de la Vía Láctea. [28]
Actualmente hay dos detectores que se centran en las detecciones en el extremo superior del espectro de ondas gravitacionales (10 −7 a 10 5 Hz) [ cita requerida ] : uno en la Universidad de Birmingham , Inglaterra, y el otro en el INFN de Génova, Italia. Un tercero está en desarrollo en la Universidad de Chongqing , China. El detector de Birmingham mide los cambios en el estado de polarización de un haz de microondas que circula en un bucle cerrado de aproximadamente un metro de diámetro. Se han fabricado dos y actualmente se espera que sean sensibles a tensiones periódicas del espacio-tiempo de , dadas como una densidad espectral de amplitud . El detector INFN de Génova es una antena resonante que consta de dos osciladores armónicos superconductores esféricos acoplados de unos pocos centímetros de diámetro. Los osciladores están diseñados para tener (cuando están desacoplados) frecuencias de resonancia casi iguales. Actualmente se espera que el sistema tenga una sensibilidad a tensiones periódicas del espacio-tiempo de , con la expectativa de alcanzar una sensibilidad de . El detector de la Universidad de Chongqing está planificado para detectar ondas gravitacionales relictas de alta frecuencia con los parámetros típicos previstos ~ 10 10 Hz (10 GHz) y h ~ 10 −30 a 10 −31 .
Levitated Sensor Detector es un detector propuesto para ondas gravitacionales con una frecuencia entre 10 kHz y 300 kHz, potencialmente provenientes de agujeros negros primordiales . [29] Utilizará partículas dieléctricas levitadas ópticamente en una cavidad óptica. [30]
Una antena de barra de torsión (TOBA) es un diseño propuesto compuesto por dos barras largas y delgadas, suspendidas como péndulos de torsión en forma de cruz, en el que el ángulo diferencial es sensible a las fuerzas de las ondas gravitacionales de marea.
También se han propuesto y están en desarrollo detectores basados en ondas de materia ( interferómetros atómicos ). [31] [32] Ha habido propuestas desde principios de la década de 2000. [33] Se propone la interferometría atómica para ampliar el ancho de banda de detección en la banda de infrasonidos (10 mHz - 10 Hz), [34] [35] donde los detectores terrestres actuales están limitados por el ruido de gravedad de baja frecuencia. [36] Un proyecto de demostración llamado Matter wave laser based Interferometer Gravitation Antenna (MIGA) comenzó a construirse en 2018 en el entorno subterráneo de LSBB (Rustrel, Francia). [37]
Los detectores interferométricos de ondas gravitacionales suelen agruparse en generaciones según la tecnología utilizada. [40] [41] Los detectores interferométricos desplegados en los años 1990 y 2000 fueron campos de pruebas para muchas de las tecnologías fundamentales necesarias para la detección inicial y se los conoce comúnmente como la primera generación. [41] [40] La segunda generación de detectores que funcionó en la década de 2010, principalmente en las mismas instalaciones como LIGO y Virgo, mejoró estos diseños con técnicas sofisticadas como espejos criogénicos y la inyección de vacío comprimido. [41] Esto condujo a la primera detección inequívoca de una onda gravitacional por parte de Advanced LIGO en 2015. La tercera generación de detectores se encuentra actualmente en la fase de planificación y busca mejorar con respecto a la segunda generación logrando una mayor sensibilidad de detección y un rango más amplio de frecuencias accesibles. Todos estos experimentos involucran muchas tecnologías en desarrollo continuo durante varias décadas, por lo que la categorización por generación es necesariamente solo aproximada.
Así como la luz se presenta en un espectro, o en una variedad de longitudes de onda, también lo hacen las ondas gravitacionales. Diferentes longitudes de onda apuntan a diferentes tipos de orígenes cósmicos y requieren diferentes tipos de detectores.
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