Las ondas gravitacionales son ondas de la intensidad de la gravedad que son generadas por las masas aceleradas de estrellas binarias y otros movimientos de masas gravitantes, y se propagan como ondas desde su fuente a la velocidad de la luz . Fueron propuestas por primera vez por Oliver Heaviside en 1893 y luego por Henri Poincaré en 1905 como el equivalente gravitacional de las ondas electromagnéticas . [1]
Las ondas gravitacionales fueron predichas más tarde en 1916 [2] [3] por Albert Einstein basándose en su teoría general de la relatividad como ondas en el espacio-tiempo . [4] [5] Las ondas gravitacionales transportan energía como radiación gravitacional , una forma de energía radiante similar a la radiación electromagnética . [6] La ley de gravitación universal de Newton , parte de la mecánica clásica , no prevé su existencia, ya que esa ley se basa en el supuesto de que las interacciones físicas se propagan instantáneamente (a velocidad infinita), lo que muestra una de las formas en que los métodos de la física newtoniana son incapaces de explicar los fenómenos asociados con la relatividad.
La primera evidencia indirecta de la existencia de ondas gravitacionales surgió en 1974 a partir de la desintegración orbital observada del púlsar binario Hulse-Taylor , que coincidía con la desintegración predicha por la relatividad general a medida que se pierde energía debido a la radiación gravitacional. En 1993, Russell A. Hulse y Joseph Hooton Taylor Jr. recibieron el Premio Nobel de Física por este descubrimiento.
La primera observación directa de ondas gravitacionales se realizó en 2015, cuando los detectores de ondas gravitacionales LIGO en Livingston, Luisiana, y Hanford, Washington, recibieron una señal generada por la fusión de dos agujeros negros . Posteriormente , el Premio Nobel de Física de 2017 fue otorgado a Rainer Weiss , Kip Thorne y Barry Barish por su papel en la detección directa de ondas gravitacionales.
En astronomía de ondas gravitacionales , las observaciones de ondas gravitacionales se utilizan para inferir datos sobre las fuentes de ondas gravitacionales. Las fuentes que pueden estudiarse de esta manera incluyen sistemas estelares binarios compuestos por enanas blancas , estrellas de neutrones , [7] [8] y agujeros negros ; eventos como supernovas ; y la formación del universo temprano poco después del Big Bang .
En la teoría general de la relatividad de Einstein , la gravedad se trata como un fenómeno resultante de la curvatura del espacio-tiempo . Esta curvatura es causada por la presencia de masa . Generalmente, cuanta más masa esté contenida en un determinado volumen de espacio, mayor será la curvatura del espacio-tiempo en el límite de su volumen. [9] A medida que los objetos con masa se mueven en el espacio-tiempo, la curvatura cambia para reflejar las ubicaciones cambiadas de esos objetos. En determinadas circunstancias, los objetos que se aceleran generan cambios en esta curvatura que se propagan hacia el exterior a la velocidad de la luz en forma de ondas. Estos fenómenos de propagación se conocen como ondas gravitacionales.
Cuando una onda gravitacional pasa por un observador, ese observador encontrará el espacio-tiempo distorsionado por los efectos de la tensión. Las distancias entre objetos aumentan y disminuyen rítmicamente a medida que pasa la onda, a una frecuencia igual a la de la onda. La magnitud de este efecto es inversamente proporcional a la distancia desde la fuente. [10] : 227
Se predice que las estrellas de neutrones binarias en espiral serán una poderosa fuente de ondas gravitacionales a medida que se fusionan, debido a la gran aceleración de sus masas cuando orbitan cerca una de otra. Sin embargo, debido a las distancias astronómicas a estas fuentes, se predice que los efectos cuando se miden en la Tierra serán muy pequeños, con tensiones de menos de 1 parte en 10 20 .
Cuando se acepta la Relatividad General, las ondas gravitacionales detectadas se atribuyen a ondas en el espacio-tiempo; de lo contrario, las ondas gravitacionales pueden considerarse simplemente como un producto de la órbita de los sistemas binarios. (Una órbita binaria hace que la geometría del sistema binario cambie 180 grados y también hace que la distancia entre cada cuerpo del sistema binario y el observador cambie 180 grados, lo que provoca una frecuencia de onda gravitacional de dos veces la frecuencia orbital).
Los científicos continúan demostrando la existencia de estas ondas con detectores altamente sensibles y continuamente actualizados que se utilizan en operaciones de observación conjuntas. El detector más sensible logró la tarea al poseer una medición de sensibilidad de aproximadamente una parte en5 × 10 22 (a partir de 2012 [update]) proporcionado por los observatorios LIGO y VIRGO . [11] En 2019, se completó el detector japonés KAGRA y realizó su primera detección conjunta con LIGO y VIRGO en 2021. [12] La ESA está desarrollando actualmente un observatorio espacial, la Antena Espacial de Interferómetro Láser . También se está desarrollando otro detector terrestre europeo, el Telescopio Einstein .
Las ondas gravitacionales pueden penetrar regiones del espacio que las ondas electromagnéticas no pueden. Permiten observar la fusión de agujeros negros y posiblemente otros objetos exóticos en el Universo distante. Estos sistemas no pueden observarse con medios más tradicionales, como telescopios ópticos o radiotelescopios , por lo que la astronomía de ondas gravitacionales ofrece nuevos conocimientos sobre el funcionamiento del Universo.
En particular, las ondas gravitacionales podrían ser de interés para los cosmólogos, ya que ofrecen una posible forma de observar el Universo primitivo. Esto no es posible con la astronomía convencional, ya que antes de la recombinación el Universo era opaco a la radiación electromagnética. [13] Las mediciones precisas de las ondas gravitacionales también permitirán a los científicos probar más a fondo la teoría general de la relatividad.
En principio, las ondas gravitacionales podrían existir en cualquier frecuencia. Las ondas de muy baja frecuencia se detectan mediante matrices de temporización de púlsares. Los astrónomos monitorean la sincronización de aproximadamente 100 púlsares repartidos por toda nuestra galaxia a lo largo de los años. Los púlsares son los relojes de tiempo más precisos imaginables y los cambios sutiles en la llegada de sus señales son causados por el paso de ondas de gravedad generadas al fusionar agujeros negros supermasivos con longitudes de onda medidas en años luz y luego utilizando una gran potencia informática para descifrar la fuente. Utilizando esta técnica han descubierto el 'zumbido' de varias fusiones SMBH que se producen en el universo. Stephen Hawking y Werner Israel enumeran diferentes bandas de frecuencia para ondas gravitacionales que podrían detectarse de manera plausible, desde 10 −7 Hz hasta 10 11 Hz. [14]
La velocidad de las ondas gravitacionales en la teoría general de la relatividad es igual a la velocidad de la luz en el vacío, c . [15] Dentro de la teoría de la relatividad especial , la constante c no se trata sólo de la luz; en cambio, es la velocidad más alta posible para cualquier interacción en la naturaleza. Formalmente, c es un factor de conversión para cambiar la unidad de tiempo a la unidad de espacio. [16] Esto la convierte en la única velocidad que no depende ni del movimiento de un observador ni de una fuente de luz y/o gravedad.
Por tanto, la velocidad de la "luz" es también la velocidad de las ondas gravitacionales y, además, la velocidad de cualquier partícula sin masa. Tales partículas incluyen el gluón (portador de la fuerza fuerte), los fotones que componen la luz (por lo tanto, portador de la fuerza electromagnética) y los hipotéticos gravitones (que son las presuntas partículas de campo asociadas con la gravedad; sin embargo, una comprensión del gravitón, si existe alguna, requiere una teoría de la gravedad cuántica aún no disponible).
En agosto de 2017, los detectores LIGO y Virgo recibieron señales de ondas gravitacionales dentro de los 2 segundos posteriores a que los satélites de rayos gamma y los telescopios ópticos vieran señales desde la misma dirección. Esto confirmó que la velocidad de las ondas gravitacionales era la misma que la velocidad de la luz. [17]
La posibilidad de que existan ondas gravitacionales y que éstas puedan viajar a la velocidad de la luz fue discutida en 1893 por Oliver Heaviside , utilizando la analogía entre la ley de la gravitación del cuadrado inverso y la fuerza electrostática . [21] En 1905, Henri Poincaré propuso ondas gravitacionales, que emanan de un cuerpo y se propagan a la velocidad de la luz, como requeridas por las transformaciones de Lorentz [22] y sugirió que, en analogía con una carga eléctrica acelerada que produce ondas electromagnéticas , las ondas electromagnéticas aceleradas Las masas en una teoría de la gravedad de campo relativista deberían producir ondas gravitacionales. [23] [24]
En 1915 Einstein publicó su teoría general de la relatividad , una teoría relativista completa de la gravitación. Conjeturó, como Poincaré, que la ecuación produciría ondas gravitacionales, pero, como menciona en una carta a Schwarzschild en febrero de 1916, [24] éstas no podrían ser similares a las ondas electromagnéticas. Las ondas electromagnéticas se producen mediante el movimiento dipolar y requieren una carga tanto positiva como negativa; la gravitación no tiene equivalente a la carga negativa. Einstein continuó trabajando en la complejidad de las ecuaciones de la relatividad general para encontrar un modelo de onda alternativo. El resultado se publicó en junio de 1916, [3] y allí llegó a la conclusión de que la onda gravitacional debe propagarse con la velocidad de la luz y, de hecho, debe haber tres tipos de ondas gravitacionales denominadas longitudinal-longitudinal, transversal-. longitudinal y transversal-transversal por Hermann Weyl . [24]
Sin embargo, la naturaleza de las aproximaciones de Einstein llevó a muchos (incluido el propio Einstein) a dudar del resultado. En 1922, Arthur Eddington demostró que dos de los tipos de ondas de Einstein eran artefactos del sistema de coordenadas que usaba y que podían propagarse a cualquier velocidad eligiendo las coordenadas apropiadas, lo que llevó a Eddington a bromear diciendo que "se propagan a la velocidad del pensamiento". . [25] : 72 Esto también arroja dudas sobre la fisicalidad del tercer tipo (transversal-transversal) que Eddington demostró que siempre se propaga a la velocidad de la luz independientemente del sistema de coordenadas. En 1936, Einstein y Nathan Rosen presentaron un artículo a Physical Review en el que afirmaban que las ondas gravitacionales no podían existir en la teoría general completa de la relatividad porque cualquier solución de este tipo de las ecuaciones de campo tendría una singularidad. La revista envió su manuscrito para que fuera revisado por Howard P. Robertson , quien informó de forma anónima que las singularidades en cuestión eran simplemente las singularidades de coordenadas inofensivas de las coordenadas cilíndricas empleadas. Einstein, que no estaba familiarizado con el concepto de revisión por pares, retiró enojado el manuscrito y nunca volvió a publicarlo en Physical Review . No obstante, su asistente Leopold Infeld , que había estado en contacto con Robertson, convenció a Einstein de que la crítica era correcta y el artículo fue reescrito con la conclusión opuesta y publicado en otro lugar. [24] [25] : 79ff En 1956, Felix Pirani remedió la confusión causada por el uso de varios sistemas de coordenadas reformulando las ondas gravitacionales en términos del tensor de curvatura de Riemann manifiestamente observable . [26]
En ese momento, el trabajo de Pirani se vio ensombrecido por el enfoque de la comunidad en una cuestión diferente: si las ondas gravitacionales podían transmitir energía . Este asunto se resolvió mediante un experimento mental propuesto por Richard Feynman durante la primera conferencia "GR" en Chapel Hill en 1957. En resumen, su argumento conocido como el " argumento de las cuentas adhesivas " señala que si uno toma una varilla con cuentas entonces el efecto de una onda gravitacional que pasa sería mover las cuentas a lo largo de la varilla; La fricción entonces produciría calor, lo que implicaría que la onda que pasa había realizado trabajo . Poco después, Hermann Bondi publicó una versión detallada del "argumento de las cuentas adhesivas". [24] Esto llevó más tarde a una serie de artículos (1959 a 1989) de Bondi y Pirani que establecieron la existencia de soluciones de ondas planas para ondas gravitacionales. [27]
Paul Dirac postuló además la existencia de ondas gravitacionales y declaró que tenían "importancia física" en su conferencia de 1959 en las Reuniones de Lindau . [28] Además, fue Dirac quien predijo ondas gravitacionales con una densidad de energía bien definida en 1964. [29]
Después de la conferencia de Chapel Hill, Joseph Weber comenzó a diseñar y construir los primeros detectores de ondas gravitacionales, ahora conocidos como barras Weber . En 1969, Weber afirmó haber detectado las primeras ondas gravitacionales, y en 1970 ya estaba "detectando" señales regularmente desde el Centro Galáctico ; sin embargo, la frecuencia de detección pronto generó dudas sobre la validez de sus observaciones, ya que la tasa implícita de pérdida de energía de la Vía Láctea drenaría nuestra galaxia de energía en una escala de tiempo mucho más corta que su edad inferida. Estas dudas se fortalecieron cuando, a mediados de la década de 1970, repetidos experimentos de otros grupos que construyeron sus propias barras Weber en todo el mundo no lograron encontrar ninguna señal, y a finales de la década de 1970 el consenso era que los resultados de Weber eran espurios. [24]
En el mismo período se descubrió la primera evidencia indirecta de ondas gravitacionales. En 1974, Russell Alan Hulse y Joseph Hooton Taylor, Jr. descubrieron el primer púlsar binario , lo que les valió el Premio Nobel de Física de 1993 . [30] Las observaciones de la sincronización del púlsar durante la siguiente década mostraron una decadencia gradual del período orbital del púlsar Hulse-Taylor que coincidía con la pérdida de energía y momento angular en la radiación gravitacional predicha por la relatividad general. [31] [32] [24]
Esta detección indirecta de ondas gravitacionales motivó nuevas búsquedas, a pesar del desacreditado resultado de Weber. Algunos grupos continuaron mejorando el concepto original de Weber, mientras que otros se dedicaron a la detección de ondas gravitacionales utilizando interferómetros láser. La idea de utilizar un interferómetro láser para esto parece haber sido planteada independientemente por varias personas, entre ellas ME Gertsenshtein y VI Pustovoit en 1962, [33] y Vladimir B. Braginskiĭ en 1966. Los primeros prototipos fueron desarrollados en los años 1970 por Robert L. .Delantero y Rainer Weiss. [34] [35] En las décadas siguientes, se construyeron instrumentos cada vez más sensibles, lo que culminó con la construcción de GEO600 , LIGO y Virgo . [24]
Después de años de producir resultados nulos, detectores mejorados comenzaron a funcionar en 2015. El 11 de febrero de 2016, las colaboraciones LIGO-Virgo anunciaron la primera observación de ondas gravitacionales , [36] [37] [38] [39] de una señal (denominada GW150914 ) detectó a las 09:50:45 GMT del 14 de septiembre de 2015 dos agujeros negros con masas de 29 y 36 masas solares fusionándose a unos 1.300 millones de años luz de distancia. Durante la última fracción de segundo de la fusión, liberó más de 50 veces la potencia de todas las estrellas del universo observable combinadas. [40] La señal aumentó en frecuencia de 35 a 250 Hz durante 10 ciclos (5 órbitas) a medida que aumentaba en intensidad durante un período de 0,2 segundos. [37] La masa del nuevo agujero negro fusionado era de 62 masas solares. Se emitió energía equivalente a tres masas solares en forma de ondas gravitacionales. [41] La señal fue vista por ambos detectores LIGO en Livingston y Hanford, con una diferencia de tiempo de 7 milisegundos debido al ángulo entre los dos detectores y la fuente. La señal procedía del hemisferio celeste sur , en dirección aproximada (pero mucho más lejos que) las Nubes de Magallanes . [39] El nivel de confianza de que se trataba de una observación de ondas gravitacionales era del 99,99994%. [41]
Un año antes, la colaboración BICEP2 afirmó haber detectado la huella de ondas gravitacionales en el fondo cósmico de microondas . Sin embargo, más tarde se vieron obligados a retractarse de este resultado. [18] [19] [42] [43]
En 2017, el Premio Nobel de Física fue concedido a Rainer Weiss , Kip Thorne y Barry Barish por su papel en la detección de ondas gravitacionales. [44] [45] [46]
En 2023, NANOGrav, EPTA, PPTA e IPTA anunciaron que habían encontrado evidencia de un fondo de ondas gravitacionales universales. [47] El Observatorio Norteamericano de Nanohercios para Ondas Gravitacionales afirma que fueron creados en escalas de tiempo cosmológicas por agujeros negros supermasivos, identificando la curva distintiva de Hellings-Downs en 15 años de observaciones de radio de 25 púlsares. [48] Resultados similares son publicados por el europeo Pulsar Timing Array, quien afirmó una importancia. Esperan que se logre una importancia para 2025 combinando las mediciones de varias colaboraciones. [49] [50]
Las ondas gravitacionales pasan constantemente por la Tierra ; sin embargo, incluso los más fuertes tienen un efecto minúsculo y sus fuentes generalmente se encuentran a gran distancia. Por ejemplo, las ondas emitidas por la cataclísmica fusión final de GW150914 llegaron a la Tierra después de viajar más de mil millones de años luz , como una onda en el espacio-tiempo que cambió la longitud de un brazo LIGO de 4 km en una milésima del ancho de un protón . proporcionalmente equivalente a cambiar la distancia a la estrella más cercana fuera del Sistema Solar en el ancho de un cabello. [51] Este pequeño efecto incluso de las ondas gravitacionales extremas las hace observables en la Tierra sólo con los detectores más sofisticados.
Los efectos de una onda gravitacional que pasa, en una forma extremadamente exagerada, se pueden visualizar imaginando una región perfectamente plana del espacio-tiempo con un grupo de partículas de prueba inmóviles colocadas en un plano, por ejemplo, la superficie de una pantalla de computadora. Cuando una onda gravitacional pasa a través de las partículas a lo largo de una línea perpendicular al plano de las partículas, es decir, siguiendo la línea de visión del observador hacia la pantalla, las partículas seguirán la distorsión en el espacio-tiempo, oscilando de manera " cruciforme ", como se muestra. en las animaciones. El área encerrada por las partículas de prueba no cambia y no hay movimiento en la dirección de propagación. [ cita necesaria ]
Las oscilaciones representadas en la animación están exageradas con fines de discusión; en realidad, una onda gravitacional tiene una amplitud muy pequeña (tal como se formula en gravedad linealizada ). Sin embargo, ayudan a ilustrar el tipo de oscilaciones asociadas con las ondas gravitacionales producidas por un par de masas en una órbita circular . En este caso, la amplitud de la onda gravitacional es constante, pero su plano de polarización cambia o gira al doble de la velocidad orbital, por lo que el tamaño de la onda gravitacional que varía en el tiempo, o "deformación periódica del espacio-tiempo", exhibe una variación como se muestra en la animación. . [52] Si la órbita de las masas es elíptica, entonces la amplitud de la onda gravitacional también varía con el tiempo según la fórmula del cuadrupolo de Einstein . [3]
Al igual que ocurre con otras ondas , existen una serie de características que se utilizan para describir una onda gravitacional:
La velocidad, la longitud de onda y la frecuencia de una onda gravitacional están relacionadas mediante la ecuación c = λf , al igual que la ecuación de una onda luminosa . Por ejemplo, las animaciones que se muestran aquí oscilan aproximadamente una vez cada dos segundos. Esto correspondería a una frecuencia de 0,5 Hz y una longitud de onda de unos 600.000 km, o 47 veces el diámetro de la Tierra.
En el ejemplo anterior, se supone que la onda está polarizada linealmente con una polarización "más", escrita h + . La polarización de una onda gravitacional es igual que la polarización de una onda de luz, excepto que las polarizaciones de una onda gravitacional están separadas por 45 grados, en lugar de 90 grados. [53] En particular, en una onda gravitacional con polarización "cruzada", h × , el efecto sobre las partículas de prueba sería básicamente el mismo, pero giradas 45 grados, como se muestra en la segunda animación. Al igual que la polarización de la luz, las polarizaciones de las ondas gravitacionales también se pueden expresar en términos de ondas polarizadas circularmente . Las ondas gravitacionales están polarizadas debido a la naturaleza de su fuente.
En términos generales, las ondas gravitacionales son irradiadas por objetos cuyo movimiento implica aceleración y su cambio, siempre que el movimiento no sea perfectamente esféricamente simétrico (como una esfera en expansión o contracción) o rotacionalmente simétrico (como un disco o una esfera que gira). Un ejemplo sencillo de este principio es una mancuerna giratoria . Si la mancuerna gira alrededor de su eje de simetría, no irradiará ondas gravitacionales; si cae de un extremo a otro, como en el caso de dos planetas que orbitan entre sí, irradiará ondas gravitacionales. Cuanto más pesada sea la mancuerna y más rápido gire, mayor será la radiación gravitacional que emitirá. En un caso extremo, como cuando los dos pesos de la mancuerna son estrellas masivas como estrellas de neutrones o agujeros negros, que orbitan rápidamente entre sí, se emitirían cantidades significativas de radiación gravitacional.
Algunos ejemplos más detallados:
Más técnicamente, la segunda derivada temporal del momento cuadrupolar (o la l -ésima derivada temporal del l -ésimo momento multipolar ) del tensor tensión-energía de un sistema aislado debe ser distinta de cero para que emita radiación gravitacional. Esto es análogo al cambio del momento dipolar de carga o corriente que es necesario para la emisión de radiación electromagnética .
Las ondas gravitacionales alejan la energía de sus fuentes y, en el caso de los cuerpos en órbita, esto se asocia con una espiral hacia adentro o una disminución de la órbita. [55] [56] Imagine, por ejemplo, un sistema simple de dos masas, como el sistema Tierra-Sol, que se mueve lentamente en comparación con la velocidad de la luz en órbitas circulares. Supongamos que estas dos masas orbitan entre sí en una órbita circular en el plano x – y . En buena aproximación, las masas siguen órbitas keplerianas simples . Sin embargo, tal órbita representa un momento cuadrupolar cambiante . Es decir, el sistema emitirá ondas gravitacionales.
En teoría, la pérdida de energía a través de la radiación gravitacional podría eventualmente hacer que la Tierra caiga hacia el Sol . Sin embargo, la energía total de la Tierra en órbita alrededor del Sol ( energía cinética + energía potencial gravitacional ) es aproximadamente 1,14 × 1036 julios , de los cuales sólo 200 vatios (julios por segundo) se pierden por radiación gravitacional, lo que provoca una caída en la órbita de aproximadamente 1 × 10−15 metros por día o aproximadamente el diámetro de un protón . A este ritmo, a la Tierra le tomaría aproximadamente 3 × 1013 veces más que la edad actual del universo en espiral hacia el Sol. Esta estimación pasa por alto la disminución de r a lo largo del tiempo, pero el radio varía lentamente durante la mayor parte del tiempo y desciende en etapas posteriores, como ocurreconel radio inicial yel tiempo total necesario para fusionarse completamente. [57]
De manera más general, la tasa de desintegración orbital se puede aproximar mediante [58]
donde r es la separación entre los cuerpos, t el tiempo, G la constante gravitacional , c la velocidad de la luz y m 1 y m 2 las masas de los cuerpos. Esto lleva a un tiempo esperado para la fusión de [58]
Las estrellas compactas como las enanas blancas y las estrellas de neutrones pueden ser constituyentes de binarias. Por ejemplo, un par de estrellas de neutrones de masa solar en una órbita circular con una separación de 1,89 × 108 m (189.000 km) tiene un período orbital de 1.000 segundos y una vida útil esperada de 1,30 × 1013 segundos o unos 414.000 años. LISA podría observar un sistema de este tiposi no estuviera demasiado lejos. Existe un número mucho mayor de binarias de enanas blancas con períodos orbitales en este rango. Las binarias de enanas blancas tienen masas del orden del Sol y diámetros del orden de la Tierra. No pueden acercarse mucho más de 10.000 km antes de que se fusionen y exploten en una supernova que también pondría fin a la emisión de ondas gravitacionales. Hasta entonces, su radiación gravitacional sería comparable a la de una estrella de neutrones binaria.
Cuando la órbita de una estrella binaria de neutrones ha decaído a 1,89 × 106 m (1890 km), su vida útil restante es de unos 130.000 segundos o 36 horas. La frecuencia orbital variará de 1 órbita por segundo al principio a 918 órbitas por segundo cuando la órbita se haya reducido a 20 km en el momento de la fusión. La mayor parte de la radiación gravitacional emitida tendrá el doble de frecuencia orbital. Justo antes de la fusión, LIGO podría observar la espiral si dicho binario estuviera lo suficientemente cerca. LIGO tiene sólo unos minutos para observar esta fusión en una vida orbital total que puede haber sido de miles de millones de años. En agosto de 2017, LIGO y Virgo observaron la primera estrella de neutrones binaria en espiral en GW170817 , y 70 observatorios colaboraron para detectar la contraparte electromagnética, una kilonova en la galaxia NGC 4993 , a 40 megaparsecs de distancia, emitiendo un breve estallido de rayos gamma ( GRB 170817A ) segundos. después de la fusión, seguido de un transitorio óptico más largo ( AT 2017gfo ) impulsado por núcleos de proceso r . Los detectores LIGO avanzados deberían poder detectar tales eventos a una distancia de hasta 200 megaparsecs. Dentro de este rango del orden se esperan 40 eventos por año. [60]
Los binarios de los agujeros negros emiten ondas gravitacionales durante sus fases de espiral, fusión y anillo descendente. Por lo tanto, a principios de la década de 1990, la comunidad física se unió en torno a un esfuerzo concertado para predecir las formas de onda de las ondas de gravedad de estos sistemas con la Binary Black Hole Grand Challenge Alliance . [61] La mayor amplitud de emisión se produce durante la fase de fusión, que puede modelarse con las técnicas de la relatividad numérica. [62] [63] [64] La primera detección directa de ondas gravitacionales, GW150914 , provino de la fusión de dos agujeros negros.
Una supernova es un evento astronómico transitorio que ocurre durante las últimas etapas evolutivas estelares de la vida de una estrella masiva, cuya destrucción dramática y catastrófica está marcada por una explosión titánica final. Esta explosión puede ocurrir de muchas maneras, pero en todas ellas una proporción significativa de la materia de la estrella es expulsada al espacio circundante a velocidades extremadamente altas (hasta el 10% de la velocidad de la luz). A menos que haya una simetría esférica perfecta en estas explosiones (es decir, a menos que la materia sea arrojada uniformemente en todas direcciones), la explosión producirá radiación gravitacional. Esto se debe a que las ondas gravitacionales se generan por un momento cuadrupolar cambiante , lo que sólo puede ocurrir cuando hay un movimiento asimétrico de masas. Dado que no se comprende completamente el mecanismo exacto por el cual se producen las supernovas, no es fácil modelar la radiación gravitacional que emiten.
Como se señaló anteriormente, una distribución de masa emitirá radiación gravitacional solo cuando haya un movimiento esféricamente asimétrico entre las masas. Una estrella de neutrones en rotación generalmente no emite radiación gravitacional porque las estrellas de neutrones son objetos muy densos con un fuerte campo gravitacional que las mantiene casi perfectamente esféricas. En algunos casos, sin embargo, puede haber ligeras deformidades en la superficie llamadas "montañas", que son protuberancias que se extienden no más de 10 centímetros (4 pulgadas) sobre la superficie, [65] que hacen que el giro sea esféricamente asimétrico. Esto le da a la estrella un momento cuadrupolar que cambia con el tiempo y emitirá ondas gravitacionales hasta que se suavicen las deformidades.
Muchos modelos del Universo sugieren que hubo una época inflacionaria en la historia temprana del Universo en la que el espacio se expandió enormemente en un período de tiempo muy corto. Si esta expansión no fuera simétrica en todas las direcciones, podría haber emitido radiación gravitacional detectable hoy como fondo de ondas gravitacionales . Esta señal de fondo es demasiado débil para que la observe cualquier detector de ondas gravitacionales actualmente operativo, y se cree que pueden pasar décadas antes de que se pueda realizar tal observación.
Las ondas de agua, las ondas sonoras y las ondas electromagnéticas pueden transportar energía , momento y momento angular y, al hacerlo, los alejan de la fuente. Las ondas gravitacionales realizan la misma función. Así, por ejemplo, un sistema binario pierde momento angular a medida que los dos objetos en órbita giran uno hacia el otro; el momento angular es irradiado por ondas gravitacionales.
Las ondas también pueden transmitir impulso lineal, una posibilidad que tiene algunas implicaciones interesantes para la astrofísica . [66] Después de que dos agujeros negros supermasivos se fusionan, la emisión de momento lineal puede producir una "patada" con una amplitud de hasta 4000 km/s. Esto es lo suficientemente rápido como para expulsar completamente el agujero negro fusionado de su galaxia anfitriona. Incluso si la patada es demasiado pequeña para expulsar el agujero negro por completo, puede sacarlo temporalmente del núcleo de la galaxia, después de lo cual oscilará alrededor del centro y finalmente quedará en reposo. [67] Un agujero negro pateado también puede llevar consigo un cúmulo de estrellas, formando un sistema estelar hipercompacto . [68] O puede transportar gas, permitiendo que el agujero negro en retroceso aparezca temporalmente como un " cuásar desnudo ". Se cree que el cuásar SDSS J092712.65+294344.0 contiene un agujero negro supermasivo en retroceso. [69]
Al igual que las ondas electromagnéticas , las ondas gravitacionales deberían presentar cambios de longitud de onda y frecuencia debido a las velocidades relativas de la fuente y el observador (el efecto Doppler ), pero también debido a distorsiones del espacio-tiempo , como la expansión cósmica . [ cita necesaria ] Este es el caso a pesar de que la gravedad misma es la causa de las distorsiones del espacio-tiempo. [ cita necesaria ] El desplazamiento al rojo de las ondas gravitacionales es diferente del desplazamiento al rojo debido a la gravedad ( desplazamiento al rojo gravitacional ).
En el marco de la teoría cuántica de campos , el gravitón es el nombre dado a una partícula elemental hipotética que se especula que es la portadora de fuerza que media la gravedad . Sin embargo, aún no se ha demostrado que exista el gravitón y todavía no existe ningún modelo científico que concilie con éxito la relatividad general , que describe la gravedad, y el modelo estándar , que describe todas las demás fuerzas fundamentales . Se han realizado intentos, como la gravedad cuántica , pero aún no han sido aceptados.
Si tal partícula existe, se espera que no tenga masa (porque la fuerza gravitacional parece tener un alcance ilimitado) y debe ser un bosón de espín -2 . Se puede demostrar que cualquier campo de espín-2 sin masa daría lugar a una fuerza indistinguible de la gravitación, porque un campo de espín-2 sin masa debe acoplarse (interactuar con) el tensor tensión-energía de la misma manera que lo hace el campo gravitacional; por lo tanto, si alguna vez se descubriera una partícula de espín-2 sin masa, sería probable que fuera el gravitón sin mayor distinción de otras partículas de espín-2 sin masa. [70] Tal descubrimiento uniría la teoría cuántica con la gravedad. [71]
Debido a la debilidad del acoplamiento de la gravedad con la materia, las ondas gravitacionales experimentan muy poca absorción o dispersión, incluso cuando viajan distancias astronómicas. En particular, se espera que las ondas gravitacionales no se vean afectadas por la opacidad del universo primitivo. En estas primeras fases, el espacio aún no se había vuelto "transparente", por lo que las observaciones basadas en luz, ondas de radio y otras radiaciones electromagnéticas que se remontan a tiempos muy remotos son limitadas o no están disponibles. Por lo tanto, se espera que, en principio, las ondas gravitacionales tengan el potencial de proporcionar una gran cantidad de datos de observación sobre el universo primitivo. [72]
La dificultad para detectar directamente ondas gravitacionales significa que también es difícil para un solo detector identificar por sí mismo la dirección de una fuente. Por ello, se utilizan múltiples detectores, tanto para distinguir señales de otros "ruidos" confirmando que la señal no es de origen terrestre, como también para determinar la dirección mediante triangulación . Esta técnica utiliza el hecho de que las ondas viajan a la velocidad de la luz y llegarán a diferentes detectores en diferentes momentos dependiendo de la dirección de su fuente. Aunque las diferencias en el tiempo de llegada pueden ser de apenas unos pocos milisegundos , esto es suficiente para identificar la dirección del origen de la onda con considerable precisión.
Sólo en el caso de GW170814 había tres detectores funcionando en el momento del evento, por lo que la dirección está definida con precisión. La detección mediante los tres instrumentos condujo a una estimación muy precisa de la posición de la fuente, con una región creíble del 90% de sólo 60 grados 2 , un factor 20 más preciso que antes. [73]
Durante el siglo pasado, la astronomía se vio revolucionada por el uso de nuevos métodos para observar el universo. Las observaciones astronómicas se realizaron inicialmente utilizando luz visible . Galileo Galilei fue pionero en el uso de telescopios para mejorar estas observaciones. Sin embargo, la luz visible es sólo una pequeña porción del espectro electromagnético , y no todos los objetos del universo distante brillan con fuerza en esta banda particular. Se puede encontrar más información, por ejemplo, en longitudes de onda de radio. Utilizando radiotelescopios , los astrónomos han descubierto , por ejemplo, púlsares y quásares . Las observaciones en la banda de microondas llevaron a la detección de débiles huellas del Big Bang , un descubrimiento que Stephen Hawking llamó el "mayor descubrimiento del siglo, si no de todos los tiempos". Avances similares en observaciones utilizando rayos gamma , rayos X , luz ultravioleta y luz infrarroja también han aportado nuevos conocimientos a la astronomía. A medida que se ha abierto cada una de estas regiones del espectro, se han realizado nuevos descubrimientos que no se podrían haber hecho de otra manera. La comunidad de astronomía espera que lo mismo ocurra con las ondas gravitacionales. [74] [75]
Las ondas gravitacionales tienen dos propiedades importantes y únicas. En primer lugar, no es necesario que haya ningún tipo de materia cerca para que las ondas sean generadas por un sistema binario de agujeros negros sin carga, que no emitiría radiación electromagnética. En segundo lugar, las ondas gravitacionales pueden atravesar cualquier materia intermedia sin dispersarse significativamente. Mientras que la luz de estrellas distantes puede ser bloqueada por el polvo interestelar , por ejemplo, las ondas gravitacionales pasarán a través de ellas prácticamente sin obstáculos. Estas dos características permiten que las ondas gravitacionales transporten información sobre fenómenos astronómicos nunca antes observados por los humanos. [72]
Las fuentes de ondas gravitacionales descritas anteriormente se encuentran en el extremo de baja frecuencia del espectro de ondas gravitacionales (10 −7 a 10 5 Hz). Una fuente astrofísica en el extremo de alta frecuencia del espectro de ondas gravitacionales (por encima de 10,5 Hz y probablemente 10,10 Hz ) genera [ se necesita aclaración ] ondas gravitacionales reliquias que, según la teoría, son huellas débiles del Big Bang, como el fondo cósmico de microondas. . [76] A estas altas frecuencias es potencialmente posible que las fuentes sean "creadas por el hombre" [14] es decir, ondas gravitacionales generadas y detectadas en el laboratorio. [77] [78]
Se teoriza que un agujero negro supermasivo , creado a partir de la fusión de los agujeros negros en el centro de dos galaxias fusionadas detectadas por el Telescopio Espacial Hubble , fue expulsado del centro de fusión por ondas gravitacionales. [79] [80]
Aunque las ondas del sistema Tierra-Sol son minúsculas, los astrónomos pueden señalar otras fuentes para las cuales la radiación debería ser sustancial. Un ejemplo importante es el binario Hulse-Taylor : un par de estrellas, una de las cuales es un púlsar . [82] Las características de su órbita se pueden deducir del desplazamiento Doppler de las señales de radio emitidas por el púlsar. Cada una de las estrellas mide aproximadamente 1,4 M ☉ y el tamaño de sus órbitas es aproximadamente 1/75 de la órbita Tierra-Sol , solo unas pocas veces mayor que el diámetro de nuestro propio Sol. La combinación de masas mayores y separación menor significa que la energía emitida por el sistema binario Hulse-Taylor será mucho mayor que la energía emitida por el sistema Tierra-Sol: aproximadamente 10 22 veces más.
La información sobre la órbita se puede utilizar para predecir cuánta energía (y momento angular) se irradiaría en forma de ondas gravitacionales. A medida que el sistema binario pierde energía, las estrellas se acercan gradualmente entre sí y el período orbital disminuye. La trayectoria resultante de cada estrella es una espiral, una espiral de radio decreciente. La relatividad general describe con precisión estas trayectorias; en particular, la energía irradiada en ondas gravitacionales determina la tasa de disminución del período, definido como el intervalo de tiempo entre periastros sucesivos (puntos de máxima aproximación de las dos estrellas). Para el púlsar Hulse-Taylor, el cambio actual en el radio previsto es de aproximadamente 3 mm por órbita, y el cambio en el período de 7,75 horas es de aproximadamente 2 segundos por año. Tras una observación preliminar que mostraba una pérdida de energía orbital consistente con ondas gravitacionales, [31] cuidadosas observaciones temporales realizadas por Taylor y Joel Weisberg confirmaron dramáticamente la disminución prevista del período dentro del 10%. [83] Con las estadísticas mejoradas de más de 30 años de datos de sincronización desde el descubrimiento del púlsar, el cambio observado en el período orbital coincide actualmente con la predicción de la radiación gravitacional asumida por la relatividad general con un margen de error del 0,2 por ciento. [84] En 1993, impulsado en parte por esta detección indirecta de ondas gravitacionales, el Comité Nobel concedió el Premio Nobel de Física a Hulse y Taylor por "el descubrimiento de un nuevo tipo de púlsar, un descubrimiento que ha abierto nuevas posibilidades para el estudio de la gravitación." [85] La vida útil de este sistema binario, desde el presente hasta la fusión, se estima en unos pocos cientos de millones de años. [86]
Las espirales son fuentes muy importantes de ondas gravitacionales. Cada vez que dos objetos compactos (enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros ) están en órbitas cercanas, envían intensas ondas gravitacionales. A medida que se acercan unas a otras, estas ondas se vuelven más intensas. En algún momento deberían volverse tan intensos que sea posible detectarlos directamente por su efecto en objetos en la Tierra o en el espacio. Esta detección directa es el objetivo de varios experimentos a gran escala. [87]
La única dificultad es que la mayoría de sistemas como el binario Hulse-Taylor están muy lejos. La amplitud de las ondas emitidas por el binario Hulse-Taylor en la Tierra sería aproximadamente h ≈ 10 −26 . Sin embargo, hay algunas fuentes que los astrofísicos esperan encontrar y que produzcan amplitudes mucho mayores de h ≈ 10 −20 . Se han descubierto al menos otros ocho púlsares binarios. [88]
Las ondas gravitacionales no son fácilmente detectables. Cuando llegan a la Tierra, tienen una pequeña amplitud con una tensión de aproximadamente 10 −21 , lo que significa que se necesita un detector extremadamente sensible y que otras fuentes de ruido pueden eclipsar la señal. [89] Se espera que las ondas gravitacionales tengan frecuencias de 10 −16 Hz < f < 10 4 Hz. [90]
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Aunque las observaciones de Hulse-Taylor fueron muy importantes, sólo proporcionan evidencia indirecta de la existencia de ondas gravitacionales. Una observación más concluyente sería una medición directa del efecto del paso de una onda gravitacional, lo que también podría proporcionar más información sobre el sistema que la generó. Cualquier detección directa de este tipo se complica por el efecto extraordinariamente pequeño que producirían las ondas en un detector. La amplitud de una onda esférica disminuirá como la inversa de la distancia desde la fuente (el término 1/ R en las fórmulas para h anteriores). Por lo tanto, incluso las ondas de sistemas extremos, como la fusión de agujeros negros binarios, se extinguen hasta alcanzar amplitudes muy pequeñas cuando llegan a la Tierra. Los astrofísicos esperan que algunas ondas gravitacionales que pasan por la Tierra puedan ser tan grandes como h ≈ 10 −20 , pero generalmente no mayores. [91]
Un dispositivo simple teorizado para detectar el movimiento ondulatorio esperado se llama barra Weber : una barra grande y sólida de metal aislada 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 de la barra 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. Con este instrumento, Joseph Weber afirmó haber detectado señales diarias de ondas gravitacionales. Sus resultados, sin embargo, fueron cuestionados en 1974 por los físicos Richard Garwin y David Douglass . Las formas modernas de la barra Weber todavía funcionan, enfriadas criogénicamente , con dispositivos de interferencia cuántica superconductores para detectar vibraciones. Las barras Weber no son lo suficientemente sensibles para detectar nada más que ondas gravitacionales extremadamente poderosas. [92]
MiniGRAIL es una antena esférica de ondas gravitacionales que utiliza este principio. Tiene su sede en la Universidad de Leiden y consta de una esfera de 1.150 kg mecanizada con precisión y enfriada criogénicamente a 20 milikelvins. [93] 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 un 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. [94]
Actualmente hay dos detectores enfocados en el extremo superior del espectro de ondas gravitacionales (10 −7 a 10 5 Hz): uno en la Universidad de Birmingham , Inglaterra, [95] 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 espera que ambos detectores sean sensibles a las deformaciones periódicas del espacio-tiempo de h ~2 × 10 −13 / √ Hz , dada 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 sensibilidad a las deformaciones periódicas del espacio-tiempo de h ~2 × 10 −17 / √ Hz , con la expectativa de alcanzar una sensibilidad de h ~2 × 10 −20 / √ Hz . Está previsto que el detector de la Universidad de Chongqing detecte ondas gravitacionales reliquias de alta frecuencia con los parámetros típicos previstos ≈10 11 Hz (100 GHz) y h ≈10 −30 a 10 −32 . [96]
Una clase de detector más sensible utiliza un interferómetro láser de Michelson para medir el movimiento inducido por ondas gravitacionales entre masas "libres" separadas. [97] 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). Después de años de desarrollo, los primeros interferómetros terrestres entraron en funcionamiento en 2015. Actualmente, el más sensible es LIGO , el Observatorio de Ondas Gravitacionales con Interferómetro Láser. LIGO tiene tres detectores: uno en Livingston, Luisiana , uno en el sitio de Hanford en Richland, Washington y un tercero (anteriormente instalado como segundo detector en Hanford) que está previsto trasladar a la India . Cada observatorio tiene dos brazos de almacenamiento de luz de 4 kilómetros de longitud. Estos están en ángulos de 90 grados entre sí, y la luz pasa a través de tubos de vacío de 1 m de diámetro que recorren los 4 kilómetros completos. Una onda gravitacional que pasa estirará ligeramente un brazo mientras acorta el otro. Este es el movimiento al que es más sensible un interferómetro.
Incluso con brazos tan largos, las ondas gravitacionales más fuertes sólo cambiarán la distancia entre los extremos de los brazos en aproximadamente 10 −18 m como máximo. LIGO debería poder detectar ondas gravitacionales tan pequeñas como h ~5 × 10 −22 . Las actualizaciones a LIGO y Virgo deberían aumentar aún más la sensibilidad. Otro interferómetro de alta sensibilidad, KAGRA , que se encuentra en el Observatorio Kamioka en Japón, está en funcionamiento desde febrero de 2020. Un punto clave es que un aumento de diez veces en la sensibilidad (radio de 'alcance') aumenta el volumen de espacio accesible al instrumento. por mil veces. Esto aumenta la velocidad a la que se pueden ver señales detectables de una por cada decenas de años de observación a decenas por año. [98]
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 momento 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. Todos estos deben tenerse en cuenta y excluirse mediante análisis antes de que la detección pueda considerarse un verdadero evento de ondas gravitacionales.
Las ondas gravitacionales más simples son aquellas de frecuencia constante. Las ondas emitidas por una estrella de neutrones no simétrica en rotación serían aproximadamente monocromáticas : un tono puro en acústica . A diferencia de las señales de supernovas o agujeros negros binarios, estas señales evolucionan poco en amplitud o frecuencia durante el período en que serían observadas por detectores terrestres. Sin embargo, habría algún cambio en la señal medida debido al desplazamiento Doppler causado por el movimiento de la Tierra. A pesar de que las señales son simples, la detección es extremadamente costosa desde el punto de vista computacional, debido a la gran cantidad de datos que deben analizarse.
El proyecto Einstein@Home es un proyecto de computación distribuida similar a SETI@home destinado a detectar este tipo de ondas gravitacionales. 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. [99]
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 seguirá siendo susceptible al calor, el ruido de los disparos y los artefactos causados por los rayos cósmicos y el viento solar .
Los púlsares son estrellas que giran rápidamente. Un púlsar emite haces de ondas de radio que, como los rayos de un faro, barren el cielo a medida que el púlsar gira. Los radiotelescopios pueden detectar la señal de un púlsar como una serie de pulsos espaciados regularmente, esencialmente como los tictac de un reloj. Los GW afectan el tiempo que tardan los pulsos en viajar desde el púlsar hasta un telescopio en la Tierra. Una matriz de temporización de púlsares utiliza púlsares de milisegundos para buscar perturbaciones debidas a GW en las mediciones del tiempo de llegada de los pulsos a un telescopio; en otras palabras, para buscar desviaciones en los tictac del reloj. Para detectar GW, los conjuntos de sincronización de púlsares buscan un patrón cuadrupolar distinto de correlación y anticorrelación entre el tiempo de llegada de los pulsos de diferentes pares de púlsares en función de su separación angular en el cielo. [102] Aunque los pulsos de púlsar viajan a través del espacio durante cientos o miles de años para llegar a nosotros, los conjuntos de temporización de púlsares son sensibles a perturbaciones en su tiempo de viaje de mucho menos de una millonésima de segundo.
La fuente más probable de GW a la que son sensibles las matrices de sincronización de púlsares son los binarios de agujeros negros supermasivos, que se forman a partir de la colisión de galaxias. [103] Además de los sistemas binarios individuales, los conjuntos de temporización de púlsares son sensibles a un fondo estocástico de GW formado a partir de la suma de GW de muchas fusiones de galaxias. Otras fuentes potenciales de señales incluyen las cuerdas cósmicas y el fondo primordial de las GW provenientes de la inflación cósmica .
A nivel mundial hay tres proyectos activos de matrices de temporización de púlsares. El Observatorio Norteamericano de Nanohercios para Ondas Gravitacionales utiliza datos recopilados por el Radiotelescopio de Arecibo y el Telescopio Green Bank . El australiano Parkes Pulsar Timing Array utiliza datos del radiotelescopio Parkes . El European Pulsar Timing Array utiliza datos de los cuatro telescopios más grandes de Europa: el Telescopio Lovell , el Radiotelescopio de Síntesis Westerbork , el Telescopio Effelsberg y el Radiotelescopio Nancay . Estos tres grupos también colaboran bajo el título del proyecto Internacional Pulsar Timing Array . [104]
En junio de 2023, NANOGrav publicó la publicación de datos de 15 años, que contenía la primera evidencia de un fondo de ondas gravitacionales estocásticas. En particular, incluyó la primera medición de la curva de Hellings-Downs, el signo revelador del origen de las ondas gravitacionales del fondo observado. [105] [106]
Las ondas gravitacionales primordiales son ondas gravitacionales que se observan en el fondo cósmico de microondas . Supuestamente fueron detectadas por el instrumento BICEP2 , anuncio realizado el 17 de marzo de 2014 y retirado el 30 de enero de 2015 ("la señal puede atribuirse enteramente al polvo de la Vía Láctea" [81] ).
El 11 de febrero de 2016, la colaboración LIGO anunció la primera observación de ondas gravitacionales , a partir de una señal detectada a las 09:50:45 GMT del 14 de septiembre de 2015 [36] de dos agujeros negros con masas de 29 y 36 masas solares fusionándose alrededor de 1.300 millones. años luz de distancia. Durante la última fracción de segundo de la fusión, liberó más de 50 veces la potencia de todas las estrellas del universo observable combinadas. [107] La señal aumentó en frecuencia de 35 a 250 Hz durante 10 ciclos (5 órbitas) a medida que aumentaba en intensidad durante un período de 0,2 segundos. [37] La masa del nuevo agujero negro fusionado era de 62 masas solares. Se emitió energía equivalente a tres masas solares en forma de ondas gravitacionales. [41] La señal fue vista por ambos detectores LIGO en Livingston y Hanford, con una diferencia de tiempo de 7 milisegundos debido al ángulo entre los dos detectores y la fuente. La señal procedía del hemisferio celeste sur , en dirección aproximada (pero mucho más lejos que) las Nubes de Magallanes . [39] Las ondas gravitacionales se observaron en la región de más de 5 sigma [108] (en otras palabras, 99,99997% de posibilidades de mostrar/obtener el mismo resultado), la probabilidad de encontrar suficiente para haber sido evaluada/considerada como evidencia/ prueba en un experimento de física estadística . [109]
Desde entonces, LIGO y Virgo han informado de más observaciones de ondas gravitacionales procedentes de la fusión de binarios de agujeros negros.
El 16 de octubre de 2017, las colaboraciones LIGO y Virgo anunciaron la primera detección de ondas gravitacionales originadas en la coalescencia de un sistema binario de estrellas de neutrones. La observación del transitorio GW170817 , que tuvo lugar el 17 de agosto de 2017, permitió limitar las masas de las estrellas de neutrones implicadas entre 0,86 y 2,26 masas solares. Un análisis más detallado permitió una mayor restricción de los valores de masa al intervalo de 1,17 a 1,60 masas solares, con una masa total del sistema medida de 2,73 a 2,78 masas solares. La inclusión del detector Virgo en el esfuerzo de observación permitió mejorar la localización de la fuente en un factor de 10. Esto a su vez facilitó el seguimiento electromagnético del evento. A diferencia del caso de las fusiones binarias de agujeros negros, se esperaba que las fusiones binarias de estrellas de neutrones produjeran una contraparte electromagnética, es decir, una señal luminosa asociada con el evento. El telescopio espacial Fermi de rayos gamma detectó una explosión de rayos gamma ( GRB 170817A ) , que ocurrió 1,7 segundos después del transitorio de la onda gravitacional. La señal, que se originó cerca de la galaxia NGC 4993 , estaba asociada con la fusión de estrellas de neutrones. Esto fue corroborado por el seguimiento electromagnético del evento ( AT 2017gfo ), que involucró a 70 telescopios y observatorios y arrojó observaciones en una gran región del espectro electromagnético que confirmó aún más la naturaleza de estrella de neutrones de los objetos fusionados y la kilonova asociada . [110] [111]
En 2021, se publicó en Astrophysical Journal Letters la detección de las dos primeras estrellas binarias de neutrones y agujeros negros mediante los detectores LIGO y VIRGO, lo que permitió establecer por primera vez límites en la cantidad de tales sistemas. Antes de la observación gravitacional, nunca se había observado ningún sistema binario de estrella de neutrones y agujero negro utilizando medios convencionales. [8]
En 1964, L. Halpern y B. Laurent demostraron teóricamente que en los átomos son posibles las transiciones gravitacionales de electrones de espín-2. En comparación con las transiciones eléctricas y magnéticas, la probabilidad de emisión es extremadamente baja. Se discutió la emisión estimulada para aumentar la eficiencia del proceso. Debido a la falta de espejos o resonadores para ondas gravitacionales, determinaron que un GASER (una especie de láser que emite ondas gravitacionales) de un solo paso es prácticamente inviable. [112]
En 1998, Giorgio Fontana propuso la posibilidad de una implementación diferente del análisis teórico anterior. La coherencia necesaria para un GASER práctico podría obtenerse mediante pares de Cooper en superconductores caracterizados por una función de onda colectiva macroscópica. Los superconductores de cuprato de alta temperatura se caracterizan por la presencia de pares de Cooper de onda s y onda d [113] . Las transiciones entre la onda s y la onda d son giro gravitacional-2. Se pueden inducir condiciones fuera de equilibrio inyectando pares de Cooper de ondas s desde un superconductor de baja temperatura, por ejemplo plomo o niobio , que es onda s pura, por medio de una unión Josephson con alta corriente crítica. El mecanismo de amplificación puede describirse como el efecto de la superradiancia , y 10 centímetros cúbicos de cuprato superconductor de alta temperatura parecen suficientes para que el mecanismo funcione correctamente. Se puede encontrar una descripción detallada del enfoque en "Superconductores de alta temperatura como fuentes cuánticas de ondas gravitacionales: el HTSC GASER". Capítulo 3 de este libro. [114]
Un episodio de la novela rusa de ciencia ficción Space Apprentice de 1962 de Arkady y Boris Strugatsky muestra el experimento que monitorea la propagación de ondas gravitacionales a expensas de aniquilar un trozo de asteroide 15 Eunomia del tamaño del Monte Everest . [115]
En la novela Fiasco de Stanislaw Lem de 1986 , se utiliza una "pistola de gravedad" o "gracer" (amplificación de la gravedad mediante emisión colimada de resonancia) para remodelar un colapsar, de modo que los protagonistas puedan explotar los efectos relativistas extremos y realizar un viaje interestelar.
En la novela Diáspora de Greg Egan de 1997 , el análisis de una señal de onda gravitacional procedente de la espiral de una estrella de neutrones binaria cercana revela que su colisión y fusión es inminente, lo que implica que una gran explosión de rayos gamma impactará la Tierra.
En la serie Remembrance of Earth's Past de Liu Cixin de 2006 , las ondas gravitacionales se utilizan como una señal de transmisión interestelar, que sirve como punto central de la trama en el conflicto entre civilizaciones dentro de la galaxia.
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