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Un detector de ondas gravitacionales (utilizado en un observatorio de ondas gravitacionales ) es cualquier dispositivo diseñado para medir pequeñas distorsiones del espacio-tiempo llamadas ondas gravitacionales . Desde los años 60 se han construido y mejorado constantemente diversos tipos de detectores de ondas gravitacionales. La generación actual de interferómetros láser ha alcanzado la sensibilidad necesaria para detectar ondas gravitacionales de fuentes astronómicas, constituyendo así la principal herramienta de la astronomía de ondas gravitacionales .
La primera observación directa de ondas gravitacionales se realizó en septiembre de 2015 por los observatorios Advanced LIGO , detectando ondas gravitacionales con longitudes de onda de unos pocos miles de kilómetros de un sistema binario de agujeros negros estelares en fusión . En junio de 2023, cuatro colaboraciones de matrices de temporización de púlsares presentaron la primera evidencia sólida de un fondo de ondas gravitacionales de longitudes de onda que abarcan años luz, muy probablemente provenientes de muchas binarias 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 como 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 alcanzar una amplitud muy pequeña cuando llegan a la Tierra. Los astrofísicos predijeron que algunas ondas gravitacionales que pasaban por la Tierra podrían producir un movimiento diferencial del orden de 10 −18 m en un instrumento del tamaño de LIGO . [2]
Un dispositivo simple para detectar el movimiento ondulatorio esperado se llama antena de masa resonante: un cuerpo grande y 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 de resonancia del cuerpo y, por tanto, podrían amplificarse hasta 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 investigadora 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 necesaria ]
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 fue la antena en forma de barra a temperatura ambiente llamada barra Weber ; estos fueron dominantes en las décadas de 1960 y 1970 y muchos se construyeron en todo el mundo. Weber y algunos otros afirmaron a finales de los años 1960 y principios de los 1970 que estos dispositivos detectaban ondas gravitacionales; sin embargo, otros experimentadores no lograron detectar ondas gravitacionales usándolas y se llegó a un consenso de que las barras de Weber no serían un medio práctico para detectar ondas gravitacionales. [3]
La segunda generación de antenas de masa resonante, desarrolladas en las décadas de 1980 y 1990, fueron las antenas de barra criogénicas, a veces también llamadas barras Weber. En la década de 1990 había cinco antenas de barra criogénicas importantes: AURIGA (Padua, Italia), NAUTILUS (Roma, Italia), EXPLORER (CERN, Suiza), ALLEGRO (Luisiana, EE. UU.) y NIOBE (Perth, Australia). En 1997, estas cinco antenas gestionadas por cuatro grupos de investigación formaron la Colaboración Internacional de Eventos Gravitacionales (IGEC) para colaborar. Si bien hubo varios casos de desviaciones inexplicables de la señal de fondo, no hubo ningún caso confirmado de observación de ondas gravitacionales con estos detectores.
En la década de 1980, también existía una antena de barra criogénica llamada ALTAIR, que, junto con una antena de barra a temperatura ambiente llamada GEOGRAV, se construyó en Italia como prototipo para antenas de barra posteriores. Los operadores del detector GEOGRAV afirmaron haber observado ondas gravitacionales provenientes 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 modernas formas criogénicas de la barra Weber funcionaban con dispositivos de interferencia cuántica superconductores para detectar vibraciones (ALLEGRO, por ejemplo). Algunas de ellas continuaron en funcionamiento después de que las antenas interferométricas comenzaron a alcanzar sensibilidad astrofísica, como AURIGA, un detector de ondas gravitacionales de barra cilíndrica resonante ultracriogénica con sede en el INFN en Italia. Los equipos 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. Alrededor del año 2000 se propusieron cuatro antenas esféricas y dos de ellas se construyeron como versiones reducidas, las demás fueron canceladas. Las antenas propuestas fueron GRAIL (Países Bajos, reducida a MiniGRAIL ), TIGA (EE. UU., pequeños prototipos fabricados), SFERA (Italia) y Graviton (Brasil, reducida a Mario Schenberg ).
Las dos antenas de tamaño reducido, MiniGRAIL y Mario Schenberg , tienen un diseño similar y funcionan como un esfuerzo de colaboración. MiniGRAIL tiene su sede en la Universidad de Leiden y consta de 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 la misma sensibilidad en todas las direcciones y es algo experimentalmente más simple que los dispositivos lineales más grandes que requieren alto vacío. Los eventos se detectan midiendo la deformación de la esfera del detector . MiniGRAIL es muy sensible en el rango de 2 a 4 kHz, adecuado para detectar ondas gravitacionales provenientes de inestabilidades de estrellas de neutrones en rotación o pequeñas fusiones de agujeros negros. [6]
Existe consenso actual en que los detectores criogénicos de masas resonantes actuales no son lo suficientemente sensibles para detectar nada más que ondas gravitacionales extremadamente poderosas (y por lo tanto muy raras). [ cita necesaria ] A partir de 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 (aumentando el tamaño de la señal); Otra ventaja es que es sensible a una amplia gama de frecuencias (no sólo aquellas cercanas a una resonancia como es el caso de las barras Weber). Los interferómetros terrestres ya están en funcionamiento. Actualmente, el más sensible es LIGO , el Observatorio de Ondas Gravitacionales con Interferómetro Láser. LIGO tiene dos detectores: uno en Livingston, Luisiana ; el otro en el sitio de Hanford en Richland, Washington . Cada uno consta de dos brazos de almacenamiento ligeros de 4 km de longitud. Estos están en ángulos de 90 grados entre sí, y la luz pasa a través de tubos de vacío de 1 m (3 pies 3 pulgadas) de diámetro que recorren los 4 kilómetros (2,5 millas) completos. Una onda gravitacional que pasa estirará ligeramente un brazo mientras acorta el otro. Éste es precisamente el movimiento al que es más sensible el interferómetro de Michelson. [ cita necesaria ]
Incluso con brazos tan largos, las ondas gravitacionales más fuertes sólo 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 funcionar en 2020. [8] [9] Un punto clave es que un aumento de diez veces en la sensibilidad (radio de "alcance") aumenta en mil el volumen de espacio accesible al instrumento. Esto aumenta la velocidad a la que deberían verse señales detectables de una por cada decenas de años de observación a decenas por año.
Los detectores interferométricos están limitados en altas frecuencias por el ruido de disparo , que se produce porque los láseres producen fotones de forma aleatoria. Una analogía es con la lluvia: la tasa de lluvia, al igual que la intensidad del láser, es mensurable, pero las gotas de lluvia, como los fotones, caen en momentos aleatorios, provocando fluctuaciones alrededor del valor promedio. Esto genera ruido en la salida del detector, muy parecido a la estática de radio. Además, para una potencia del láser suficientemente alta, el impulso aleatorio transferido a las masas de prueba por los fotones del láser sacude los espejos, enmascarando señales de bajas frecuencias. El ruido térmico (p. ej., el movimiento browniano ) es otro límite a la sensibilidad. Además de estas fuentes de ruido "estacionarias" (constantes), todos los detectores terrestres también están limitados en bajas frecuencias por el ruido sísmico y otras formas de vibración ambiental, y otras fuentes de ruido "no estacionarias"; Los crujidos en las estructuras mecánicas, los rayos u otras grandes perturbaciones eléctricas, etc. también pueden crear ruido que enmascare un evento o incluso pueda imitarlo. Todo esto debe tenerse en cuenta y excluirse mediante 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 entre sí formando dos interferómetros independientes. Está previsto que LISA ocupe una órbita solar detrás de la Tierra, con cada brazo del triángulo midiendo cinco millones de kilómetros. Esto coloca al detector en un excelente vacío lejos de las fuentes de ruido terrestres, 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 fusiones de supernovas y 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 en rotación y llena de baches serían " monocromáticas ", como un tono puro en acústica . No cambiaría mucho en amplitud o frecuencia.
El proyecto Einstein@Home es un proyecto de computación distribuida similar a SETI@home destinado a 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 las computadoras de sus hogares, Einstein@Home puede examinar los datos mucho más rápidamente de lo que sería posible de otra manera. [10]
Los conjuntos de temporización de púlsares , como el europeo Pulsar Timing Array , [11] el Observatorio norteamericano de nanohercios para ondas gravitacionales , [12] y el Parkes Pulsar Timing Array utilizan un enfoque diferente para detectar ondas gravitacionales . [13] Estos proyectos proponen detectar ondas gravitacionales observando el efecto que estas ondas tienen en las señales entrantes de una serie 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 en consecuencia. 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 tales señales sean emitidas por pares de agujeros negros supermasivos fusionándose . [14]
En junio de 2023, cuatro colaboraciones de conjuntos de temporización de púlsares, las tres mencionadas anteriormente y el Pulsar Timing Array chino, presentaron evidencia independiente pero similar de un fondo estocástico de ondas gravitacionales de nanohercios. Aún no se ha podido identificar la fuente de estos antecedentes. [15] [16] [17] [18]
El fondo cósmico de microondas, la radiación que quedó cuando el Universo se enfrió lo suficiente como para que se formaran los primeros átomos , puede contener la huella de 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 una analogía con la electrostática donde el campo eléctrico ( campo E ) tiene una curvatura evanescente y el campo magnético ( campo B ) tiene una divergencia evanescente . Los modos E pueden crearse mediante una variedad de procesos, pero los modos B solo pueden producirse 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 ondas gravitacionales impresas en el fondo cósmico de microondas , que, de confirmarse, proporcionaría pruebas contundentes de la inflación y el Big Bang . [19] [20] [21] [22] Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se informó una menor confianza en la confirmación de los hallazgos; [23] [24] [25] y el 19 de septiembre de 2014, la confianza se redujo aún más. [26] [27] Finalmente, el 30 de enero de 2015, la Agencia Espacial Europea anunció que la señal puede atribuirse enteramente al polvo de la Vía Láctea. [28]
Actualmente hay dos detectores que se centran en detecciones en el extremo superior del espectro de ondas gravitacionales (10 −7 a 10 5 Hz) [ cita necesaria ] : uno en la Universidad de Birmingham , Inglaterra, y el otro en INFN 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 circuito cerrado de aproximadamente un metro de diámetro. Se han fabricado dos y actualmente se espera que sean sensibles a deformaciones periódicas del espacio-tiempo , dadas como densidad espectral de amplitud . El detector INFN 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 las tensiones periódicas del espacio-tiempo de , con la expectativa de alcanzar una sensibilidad de . Está previsto que el detector de la Universidad de Chongqing detecte ondas gravitacionales reliquias de alta frecuencia con los parámetros típicos previstos ~ 10 10 Hz (10 GHz) y h ~ 10 −30 a 10 −31 .
El detector de sensor levitado es una propuesta de detector de 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 las que el ángulo diferencial es sensible a las fuerzas de las ondas gravitacionales de marea.
También se han propuesto y se están desarrollando 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 infrasonido (10 mHz - 10 Hz), [34] [35] donde los detectores terrestres actuales están limitados por el ruido de gravedad de baja frecuencia. [36] Un proyecto demostrador llamado Antena de gravitación interferométrica basada en láser de ondas de materia (MIGA) comenzó a construirse en 2018 en el entorno subterráneo de LSBB (Rustrel, Francia). [37]
Los detectores de ondas gravitacionales interferométricas suelen agruparse en generaciones según la tecnología utilizada. [40] [41] Los detectores interferométricos implementados en las décadas de 1990 y 2000 fueron base de pruebas para muchas de las tecnologías fundamentales necesarias para la detección inicial y comúnmente se los conoce como la primera generación. [41] [40] La segunda generación de detectores que operaron en la década de 2010, principalmente en las mismas instalaciones que LIGO y Virgo, mejoraron estos diseños con técnicas sofisticadas como espejos criogénicos y la inyección de vacío comprimido. [41] Esto llevó 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 mayor rango de frecuencias accesibles. Todos estos experimentos involucran muchas tecnologías en desarrollo continuo durante varias décadas, por lo que la categorización por generación es necesariamente aproximada.
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.
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