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Primera observación de ondas gravitacionales.

La primera observación directa de ondas gravitacionales se realizó el 14 de septiembre de 2015 y fue anunciada por las colaboraciones LIGO y Virgo el 11 de febrero de 2016. [3] [4] [5] Anteriormente, las ondas gravitacionales se habían inferido solo indirectamente, a través de su efecto sobre La sincronización de los púlsares en sistemas estelares binarios . La forma de onda , detectada por ambos observatorios LIGO, [6] coincidió con las predicciones de la relatividad general [7] [8] [9] para una onda gravitacional que emana de la espiral interna y la fusión de un par de agujeros negros de alrededor de 36 y 29 años solares. masas y el posterior "anillo" del único agujero negro resultante. [nota 2] La señal se denominó GW150914 (de la onda gravitacional y la fecha de observación 2015-09-14). [3] [11] También fue la primera observación de una fusión binaria de agujeros negros, lo que demuestra tanto la existencia de sistemas binarios de agujeros negros de masa estelar como el hecho de que tales fusiones podrían ocurrir dentro de la era actual del universo .

Esta primera observación directa fue reportada en todo el mundo como un logro notable por muchas razones. Los esfuerzos para demostrar directamente la existencia de tales ondas se han realizado durante más de cincuenta años, y las ondas son tan minúsculas que el propio Albert Einstein dudaba de que alguna vez pudieran detectarse. [12] [13] Las ondas emitidas por la cataclísmica fusión de GW150914 llegaron a la Tierra 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 , [11] proporcionalmente equivalente a cambiar la distancia a la estrella más cercana fuera del Sistema Solar por el ancho de un cabello. [14] [nota 3] La energía liberada por el binario mientras giraba en espiral y se fusionaba era inmensa, con la energía de3.0+0,5
−0,5 c 2 masas solares (5.3+0,9
−0,8× 1047 julios o5300+
900-800 enemigos ) en total irradiaban como ondas gravitacionales, alcanzando una tasa de emisión máxima en sus últimos milisegundos de aproximadamente3.6+0,5
−0,4× 1049 vatios , un nivel mayor que la potencia combinada de toda la luz irradiada por todas las estrellas del universo observable . [3] [4] [15] [16] [nota 4]

La observación confirma la última predicción de la relatividad general que aún no ha sido detectada y corrobora sus predicciones de distorsión del espacio-tiempo en el contexto de eventos cósmicos a gran escala (conocidos como pruebas de campo fuertes ). También fue anunciado como la inauguración de una nueva era de la astronomía de ondas gravitacionales , que permitirá observaciones de eventos astrofísicos violentos que antes no eran posibles y potencialmente permitirá la observación directa de la historia más temprana del universo . [3] [18] [19] [20] [21] El 15 de junio de 2016, se anunciaron dos detecciones más de ondas gravitacionales, realizadas a finales de 2015. [22] En 2017 se realizaron ocho observaciones más , incluida GW170817 , la primera fusión observada de estrellas de neutrones binarias , que también se observó en radiación electromagnética .

ondas gravitacionales

Simulación en vídeo que muestra la deformación del espacio-tiempo y las ondas gravitacionales producidas durante la inspiración, fusión y reducción final del sistema binario de agujeros negros GW150914. [23]

Albert Einstein predijo originalmente la existencia de ondas gravitacionales en 1916, [24] [25] sobre la base de su teoría de la relatividad general . [26] La relatividad general interpreta la gravedad como consecuencia de distorsiones en el espacio-tiempo , provocadas por la masa . Por lo tanto, Einstein también predijo que los eventos en el cosmos causarían "ondas" en el espacio-tiempo (distorsiones del propio espacio-tiempo) que se extenderían hacia afuera, aunque serían tan minúsculas que serían casi imposibles de detectar con cualquier tecnología prevista. En ese tiempo. [13] También se predijo que los objetos que se movían en una órbita perderían energía por esta razón (una consecuencia de la ley de conservación de la energía ), ya que parte de la energía se emitiría en forma de ondas gravitacionales, aunque esto sería insignificante en total. sino los casos más extremos. [27]

Un caso en el que las ondas gravitacionales serían más fuertes es durante los momentos finales de la fusión de dos objetos compactos como estrellas de neutrones o agujeros negros . Durante un lapso de millones de años, las estrellas de neutrones binarias y los agujeros negros binarios pierden energía, en gran parte a través de ondas gravitacionales, y, como resultado, forman espirales uno hacia el otro. Al final de este proceso, los dos objetos alcanzarán velocidades extremas, y en la última fracción de segundo de su fusión, una cantidad sustancial de su masa teóricamente se convertiría en energía gravitacional y viajaría hacia afuera como ondas gravitacionales . ] permitiendo una mayor probabilidad de detección de lo habitual. Sin embargo, como se sabía poco sobre el número de binarios compactos en el universo y llegar a esa etapa final puede ser muy lento, había poca certeza sobre la frecuencia con la que podrían ocurrir tales eventos. [29]

Observación

Simulación por computadora en cámara lenta del sistema binario de agujeros negros GW150914 visto por un observador cercano, durante 0,33 s de su espiral final, fusión y descenso. El campo estelar detrás de los agujeros negros está muy distorsionado y parece girar y moverse, debido a una lente gravitacional extrema , a medida que el espacio-tiempo mismo es distorsionado y arrastrado por los agujeros negros en rotación. [23]

Las ondas gravitacionales pueden detectarse indirectamente (mediante la observación de fenómenos celestes causados ​​por ondas gravitacionales) o más directamente mediante instrumentos como el LIGO terrestre o el planeado instrumento espacial LISA . [30]

Observación indirecta

La evidencia de ondas gravitacionales se dedujo por primera vez en 1974 a través del movimiento del sistema de estrellas de neutrones dobles PSR B1913+16 , en el que una de las estrellas es un púlsar que emite pulsos electromagnéticos en radiofrecuencias a intervalos precisos y regulares mientras gira. Russell Hulse y Joseph Taylor , quienes descubrieron las estrellas, también demostraron que con el tiempo, la frecuencia de los pulsos se acortaba y que las estrellas giraban gradualmente en espiral unas hacia otras con una pérdida de energía que coincidía estrechamente con la energía predicha que irradiaría la gravedad. ondas. [31] [32] Por este trabajo, Hulse y Taylor recibieron el Premio Nobel de Física en 1993. [33] Otras observaciones de este púlsar y otros en sistemas múltiples (como el sistema de doble púlsar PSR J0737-3039 ) también coinciden. con Relatividad General de alta precisión. [34] [35]

Observación directa

Brazo norte del observatorio de ondas gravitacionales LIGO Hanford .

La observación directa de las ondas gravitacionales no fue posible durante muchas décadas después de su predicción debido al efecto minúsculo que sería necesario detectar y separar del fondo de vibraciones presentes en todas partes de la Tierra. En la década de 1960 se sugirió una técnica llamada interferometría y, finalmente, la tecnología se desarrolló lo suficiente como para que esta técnica fuera factible.

En el enfoque actual utilizado por LIGO, un rayo láser se divide y las dos mitades se recombinan después de recorrer caminos diferentes. Los cambios en la longitud de las trayectorias o el tiempo que tardan los dos haces divididos, provocados por el efecto del paso de ondas gravitacionales, para llegar al punto en el que se recombinan se revelan como " latidos ". Esta técnica es extremadamente sensible a pequeños cambios en la distancia o el tiempo necesario para recorrer los dos caminos. En teoría, un interferómetro con brazos de unos 4 km de largo sería capaz de revelar el cambio del espacio-tiempo (una pequeña fracción del tamaño de un solo protón ) cuando una onda gravitacional de fuerza suficiente pasa a través de la Tierra desde otro lugar. Este efecto sólo sería perceptible en otros interferómetros de tamaño similar, como el Virgo , el GEO 600 y los detectores KAGRA e INDIGO previstos . En la práctica, se necesitarían al menos dos interferómetros porque en ambos se detectaría cualquier onda gravitacional, pero generalmente no estarían presentes otros tipos de perturbaciones en ninguno de ellos. Esta técnica permite distinguir la señal buscada del ruido . Este proyecto finalmente se fundó en 1992 como Observatorio de ondas gravitacionales con interferómetro láser (LIGO) . Los instrumentos originales se actualizaron entre 2010 y 2015 (a Advanced LIGO), lo que aumentó aproximadamente 10 veces su sensibilidad original. [36]

LIGO opera dos observatorios de ondas gravitacionales al unísono, ubicados a 3.002 km (1.865 millas) de distancia: el Observatorio LIGO Livingston ( 30°33′46.42″N 90°46′27.27″W / 30.5628944°N 90.7742417°W / 30.5628944 ; -90.7742417 ) en Livingston, Louisiana , y el Observatorio Ligo Hanford, en el sitio del Doe Hanford ( 46 ° 27′18.52 ″ N 119 ° 24′27.56 ″ W / 46.45514444 ° N 119.4076556 ° W / 46.455514444444444. ) cerca de Richland, Washington . Los pequeños cambios en la longitud de sus brazos se comparan continuamente y se siguen patrones significativos que parecen surgir sincrónicamente para determinar si se pudo haber detectado una onda gravitacional o si alguna otra causa fue la responsable.

Las operaciones iniciales de LIGO entre 2002 y 2010 no detectaron ningún evento estadísticamente significativo que pudiera confirmarse como ondas gravitacionales. A esto le siguió un cierre de varios años mientras los detectores eran reemplazados por versiones "Advanced LIGO" muy mejoradas. [37]   En febrero de 2015, los dos detectores avanzados se pusieron en modo de ingeniería, en el que los instrumentos funcionan completamente con el propósito de probar y confirmar que funcionan correctamente antes de usarse para la investigación, [38] con observaciones científicas formales debido a comenzará el 18 de septiembre de 2015. [39]

A lo largo del desarrollo y las observaciones iniciales de LIGO, se introdujeron varias "inyecciones a ciegas" de señales de ondas gravitacionales falsas para probar la capacidad de los investigadores para identificar dichas señales. Para proteger la eficacia de las inyecciones a ciegas, sólo cuatro científicos de LIGO sabían cuándo se producían dichas inyecciones, y esa información se reveló sólo después de que los investigadores hubieran analizado exhaustivamente una señal. [40] El 14 de septiembre de 2015, mientras LIGO estaba funcionando en modo de ingeniería pero sin inyecciones de datos ciegas, el instrumento informó una posible detección de ondas gravitacionales. El evento detectado recibió el nombre GW150914. [41]

evento GW150914

Detección de eventos

GW150914 fue detectado por los detectores LIGO en Hanford, estado de Washington, y Livingston, Luisiana , EE. UU., a las 09:50:45 UTC del 14 de septiembre de 2015. [4] [11] Los detectores LIGO estaban funcionando en "modo de ingeniería", es decir que estaban funcionando plenamente pero aún no habían comenzado una fase de "investigación" formal (que debía comenzar tres días después, el 18 de septiembre), por lo que inicialmente hubo una pregunta sobre si las señales habían sido detecciones reales o datos simulados para pruebas. propósitos antes de que se comprobara que no eran pruebas. [42]

La señal de chirrido duró más de 0,2 segundos y aumentó en frecuencia y amplitud en aproximadamente 8 ciclos de 35 Hz a 250 Hz. [3] La señal está en el rango audible y se ha descrito como parecida al "chirrido" de un pájaro ; [4] Los astrofísicos y otras partes interesadas de todo el mundo respondieron con entusiasmo imitando la señal en las redes sociales tras el anuncio del descubrimiento. [4] [43] [44] [45] (La frecuencia aumenta porque cada órbita es notablemente más rápida que la anterior durante los momentos finales antes de fusionarse).

El disparador que indicó una posible detección se informó dentro de los tres minutos posteriores a la adquisición de la señal, utilizando métodos de búsqueda rápidos ("en línea") que proporcionan un análisis inicial rápido de los datos de los detectores. [3] Después de la alerta automática inicial a las 09:54 UTC, una secuencia de correos electrónicos internos confirmó que no se habían realizado inyecciones programadas o no programadas y que los datos parecían limpios. [40] [46] Después de esto, el resto del equipo colaborador se dio cuenta rápidamente de la detección tentativa y sus parámetros. [47]

Un análisis estadístico más detallado de la señal y de 16 días de datos circundantes del 12 de septiembre al 20 de octubre de 2015 identificaron a GW150914 como un evento real, con una significación estimada de al menos 5,1 sigma [3] o un nivel de confianza del 99,99994%. [48] ​​Los picos de olas correspondientes se observaron en Livingston siete milisegundos antes de llegar a Hanford. Las ondas gravitacionales se propagan a la velocidad de la luz y la disparidad es consistente con el tiempo de viaje de la luz entre los dos sitios. [3] Las ondas habían viajado a la velocidad de la luz durante más de mil millones de años. [49]

En el momento del evento, el detector de ondas gravitacionales Virgo (cerca de Pisa, Italia) estaba fuera de línea y en proceso de actualización; si hubiera estado en línea, probablemente habría sido lo suficientemente sensible como para detectar también la señal, lo que habría mejorado enormemente el posicionamiento del evento. [4] GEO600 (cerca de Hannover , Alemania) no era lo suficientemente sensible para detectar la señal. [3] En consecuencia, ninguno de esos detectores pudo confirmar la señal medida por los detectores LIGO. [4]

Origen astrofísico

Simulación de la fusión de agujeros negros que irradian ondas gravitacionales

El evento ocurrió a una distancia de luminosidad de440+160
−180 megaparsecs [1] : 6  (determinado por la amplitud de la señal), [4] o1,4 ± 0,6 mil millones de años luz , correspondiente a un corrimiento al rojo cosmológico de0.093+0,030
−0,036(90% intervalos de credibilidad ). El análisis de la señal junto con el corrimiento al rojo inferido sugirió que fue producido por la fusión de dos agujeros negros con masas de35+
5-3tiempos y30+
3-4veces la masa del Sol (en el marco de origen), lo que resulta en un agujero negro posterior a la fusión de62+4
−3masas solares. [1] : 6  La masa-energía de los desaparecidos Se irradiaron 3,0 ± 0,5 masas solares en forma de ondas gravitacionales. [3]

Durante los últimos 20 milisegundos de la fusión, la potencia de las ondas gravitacionales irradiadas alcanzó su punto máximo aproximadamente3,6 × 10 49  vatios o 526 dBm : 50 veces mayor [50] que la potencia combinada de toda la luz irradiada por todas las estrellas del universo observable . [3] [4] [15] [16] La cantidad de esta energía que recibió todo el planeta Tierra fue de aproximadamente 36 mil millones de julios, de los cuales solo una pequeña cantidad fue absorbida. [51]

Durante los 0,2 segundos de duración de la señal detectable, la velocidad tangencial (orbital) relativa de los agujeros negros aumentó del 30% al 60% de la velocidad de la luz . La frecuencia orbital de 75 Hz (la mitad de la frecuencia de las ondas gravitacionales) significa que los objetos orbitaban entre sí a una distancia de sólo 350 km cuando se fusionaron. Los cambios de fase en la polarización de la señal permitieron calcular la frecuencia orbital de los objetos y, en conjunto con la amplitud y el patrón de la señal, permitieron calcular sus masas y, por lo tanto, sus velocidades finales extremas y su separación orbital (distancia entre sí) cuando se fusionaron. Esa información demostró que los objetos tenían que ser agujeros negros, ya que cualquier otro tipo de objetos conocidos con estas masas habrían sido físicamente más grandes y por lo tanto se habrían fusionado antes de ese punto, o no habrían alcanzado tales velocidades en una órbita tan pequeña. La masa de estrella de neutrones más alta observada es de dos masas solares, con un límite superior conservador para la masa de una estrella de neutrones estable de tres masas solares, de modo que un par de estrellas de neutrones no habrían tenido suficiente masa para explicar la fusión (a menos que existen alternativas, por ejemplo, estrellas de bosones ), [2] [3] mientras que un par de agujero negro y estrella de neutrones se habrían fusionado antes, dando como resultado una frecuencia orbital final que no era tan alta. [3]

La decadencia de la forma de onda después de alcanzar su punto máximo fue consistente con las oscilaciones amortiguadas de un agujero negro mientras se relajaba hasta una configuración fusionada final. [3] Aunque el movimiento inspiracional de las binarias compactas puede describirse bien a partir de cálculos post-newtonianos , [52] la etapa de fusión del fuerte campo gravitacional sólo puede resolverse con total generalidad mediante simulaciones de relatividad numérica a gran escala . [53] [54] [55]

En el modelo y análisis mejorados, se descubre que el objeto posterior a la fusión es un agujero negro de Kerr giratorio con un parámetro de giro de0,68+0,05
−0,06, [1] es decir, uno con 2/3 del máximo momento angular posible para su masa.

Las dos estrellas que formaron los dos agujeros negros probablemente se formaron unos 2 mil millones de años después del Big Bang con masas de entre 40 y 100 veces la masa del Sol . [56] [57]

Ubicación en el cielo

Los instrumentos de ondas gravitacionales son monitores de todo el cielo con poca capacidad para resolver señales espacialmente. Se necesita una red de instrumentos de este tipo para localizar la fuente en el cielo mediante triangulación . Con sólo los dos instrumentos LIGO en modo de observación, la ubicación de la fuente de GW150914 sólo podía limitarse a un arco en el cielo. Esto se hizo mediante el análisis de la6.9+0,5
−0,4ms de retardo de tiempo, junto con la amplitud y la coherencia de fase en ambos detectores. Este análisis produjo una región creíble de 150 grados 2 con una probabilidad del 50% o 610 grados 2 con una probabilidad del 90% ubicada principalmente en el hemisferio sur celeste , [2] : 7  : fig 4  en la dirección aproximada de (pero mucho más lejos que) las Nubes de Magallanes . [4] [11]

A modo de comparación, el área de la constelación de Orión es de 594 grados 2 . [58]

Observación coincidente de rayos gamma.

El Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi informó que su instrumento Monitor de Explosión de Rayos Gamma (GBM) detectó una débil explosión de rayos gamma por encima de 50 keV, que comenzó 0,4 segundos después del evento LIGO y con una región de incertidumbre posicional que se superponía a la de la observación LIGO. El equipo de Fermi calculó que las probabilidades de que tal evento sea el resultado de una coincidencia o ruido son del 0,22%. [59] Sin embargo, no se habría esperado un estallido de rayos gamma, y ​​las observaciones del instrumento SPI-ACS de todo el cielo del telescopio INTEGRAL indicaron que cualquier emisión de energía en rayos gamma y rayos X duros del evento fue menos de una millonésima parte de la energía emitida en forma de ondas gravitacionales, lo que "excluye la posibilidad de que el evento esté asociado con una radiación sustancial de rayos gamma, dirigida hacia el observador". Si la señal observada por el Fermi GBM fuera realmente astrofísica, INTEGRAL habría indicado una detección clara con una significación de 15 sigma por encima de la radiación de fondo. [60] El telescopio espacial AGILE tampoco detectó una contraparte del evento en rayos gamma. [61]

Un análisis de seguimiento realizado por un grupo independiente, publicado en junio de 2016, desarrolló un enfoque estadístico diferente para estimar el espectro del transitorio de rayos gamma. Concluyó que los datos de Fermi GBM no mostraban evidencia de un estallido de rayos gamma y eran radiación de fondo o un albedo de la Tierra transitorio en una escala de tiempo de 1 segundo. [62] [63] Sin embargo, una refutación de este análisis de seguimiento señaló que el grupo independiente tergiversó el análisis del documento original del equipo Fermi GBM y, por lo tanto, malinterpretó los resultados del análisis original. La refutación reafirmó que la probabilidad de falsa coincidencia se calcula empíricamente y no es refutada por el análisis independiente. [64] [65]

No se espera que las fusiones de agujeros negros del tipo que se cree que produjeron el evento de ondas gravitacionales produzcan explosiones de rayos gamma, ya que no se espera que los binarios de agujeros negros de masa estelar tengan grandes cantidades de materia en órbita. Avi Loeb ha teorizado que si una estrella masiva gira rápidamente, la fuerza centrífuga producida durante su colapso conducirá a la formación de una barra giratoria que se rompe en dos densos grupos de materia con una configuración de mancuerna que se convierte en un agujero negro binario, y al Al final del colapso de la estrella se desencadena un estallido de rayos gamma. [66] [67] Loeb sugiere que el retraso de 0,4 segundos es el tiempo que tardó el estallido de rayos gamma en cruzar la estrella, en relación con las ondas gravitacionales. [67] [68]

Otras observaciones de seguimiento

El área fuente reconstruida fue objeto de observaciones de seguimiento que abarcaron longitudes de onda de radio , ópticas , infrarrojo cercano , rayos X y rayos gamma junto con búsquedas de neutrinos coincidentes . [2] Sin embargo, debido a que LIGO aún no había comenzado su carrera científica, se retrasó el aviso a otros telescopios. [ cita necesaria ]

El telescopio ANTARES no detectó candidatos a neutrinos dentro de ±500 segundos de GW150914. El Observatorio de Neutrinos IceCube detectó tres candidatos a neutrinos dentro de ±500 segundos de GW150914. Se encontró un evento en el cielo del sur y dos en el cielo del norte. Esto fue consistente con la expectativa de los niveles de detección de fondo. Ninguno de los candidatos era compatible con el área de confianza del 90% del evento de fusión. [69] Aunque no se detectaron neutrinos, la falta de tales observaciones proporcionó un límite a la emisión de neutrinos de este tipo de evento de onda gravitacional. [69]

Las observaciones realizadas por la Swift Gamma-Ray Burst Mission de galaxias cercanas en la región de detección, dos días después del evento, no detectaron ninguna nueva fuente de rayos X, óptica o ultravioleta. [70]

Anuncio

Papel de anuncio GW150914 –
haga clic para acceder

El anuncio de la detección se realizó el 11 de febrero de 2016 [4] en una conferencia de prensa en Washington, DC por David Reitze , director ejecutivo de LIGO, [6] con un panel compuesto por Gabriela González , Rainer Weiss y Kip Thorne , de LIGO. , y France A. Córdova , directora de NSF . [4] Barry Barish realizó la primera presentación sobre este descubrimiento ante una audiencia científica simultáneamente con el anuncio público. [71]

El artículo del anuncio inicial se publicó durante la conferencia de prensa en Physical Review Letters , [3] y se publicaron más artículos poco después [19] o inmediatamente disponibles en forma preimpresa . [72]

premios y reconocimientos

En mayo de 2016, la colaboración completa, y en particular Ronald Drever , Kip Thorne y Rainer Weiss , recibieron el Premio Especial a la Innovación en Física Fundamental por la observación de ondas gravitacionales. [73] Drever, Thorne, Weiss y el equipo de descubrimiento de LIGO también recibieron el Premio Gruber en Cosmología . [74] Drever, Thorne y Weiss también recibieron el Premio Shaw de Astronomía 2016 [75] [76] y el Premio Kavli de Astrofísica 2016. [77] Barish recibió el Premio Enrico Fermi 2016 de la Sociedad Italiana de Física (Società Italiana di Fisica). [78] En enero de 2017, la portavoz de LIGO Gabriela González y el equipo de LIGO fueron galardonados con el Premio Bruno Rossi 2017 . [79]

El Premio Nobel de Física de 2017 fue otorgado a Rainer Weiss, Barry Barish y Kip Thorne "por sus decisivas contribuciones al detector LIGO y la observación de ondas gravitacionales". [80]

Trascendencia

La observación fue anunciada como la inauguración de una era revolucionaria de la astronomía de ondas gravitacionales . [81] Antes de esta detección, los astrofísicos y cosmólogos podían hacer observaciones basadas en radiación electromagnética (incluida la luz visible, rayos X, microondas, ondas de radio, rayos gamma) y entidades similares a partículas ( rayos cósmicos , vientos estelares , neutrinos) . , etcétera). Estos tienen limitaciones importantes: es posible que muchos tipos de objetos no emitan luz y otras radiaciones, y también pueden quedar oscurecidas u ocultas detrás de otros objetos. Objetos como galaxias y nebulosas también pueden absorber, reemitir o modificar la luz generada dentro o detrás de ellas, y las estrellas compactas o exóticas pueden contener material oscuro y radiosilencioso, por lo que hay poca evidencia de su presencia. aparte de a través de sus interacciones gravitacionales. [82] [83]

Expectativas para la detección de futuros eventos de fusión binaria

El 15 de junio de 2016, el grupo LIGO anunció la observación de otra señal de onda gravitacional, denominada GW151226 . [84] Se predijo que el LIGO avanzado detectaría cinco fusiones de agujeros negros más como GW150914 en su próxima campaña de observación desde noviembre de 2016 hasta agosto de 2017 (resultaron ser siete ), y luego 40 fusiones de estrellas binarias cada año, además de una número desconocido de fuentes de ondas gravitacionales más exóticas, algunas de las cuales pueden no ser previstas por la teoría actual. [11]

Se espera que las actualizaciones planificadas dupliquen la relación señal-ruido , ampliando por un factor de diez el volumen de espacio en el que se pueden detectar eventos como GW150914. Además, Advanced Virgo, KAGRA y un posible tercer detector LIGO en India ampliarán la red y mejorarán significativamente la reconstrucción de posición y la estimación de parámetros de las fuentes. [3]

La antena espacial con interferómetro láser (LISA) es una misión de observación espacial propuesta para detectar ondas gravitacionales. Con el rango de sensibilidad propuesto de LISA, la fusión de binarios como GW150914 sería detectable unos 1.000 años antes de que se fusionen, proporcionando una clase de fuentes previamente desconocidas para este observatorio si existen dentro de unos 10 megaparsecs. [19] LISA Pathfinder , la misión de desarrollo tecnológico de LISA, se lanzó en diciembre de 2015 y demostró que la misión LISA es factible. [85]

Un modelo actual predice que LIGO detectará aproximadamente 1000 fusiones de agujeros negros por año después de que alcance la sensibilidad total prevista para 2020. [56] [57]

Lecciones para la evolución estelar y la astrofísica

Las masas de los dos agujeros negros anteriores a la fusión proporcionan información sobre la evolución estelar . Ambos agujeros negros eran más masivos que los agujeros negros de masa estelar descubiertos anteriormente , que se dedujeron de observaciones binarias de rayos X. Esto implica que los vientos estelares de sus estrellas progenitoras deben haber sido relativamente débiles y, por lo tanto, que la metalicidad (fracción de masa de elementos químicos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio) debe haber sido menos de aproximadamente la mitad del valor solar. [19]

El hecho de que los agujeros negros previos a la fusión estuvieran presentes en un sistema estelar binario , así como el hecho de que el sistema fuera lo suficientemente compacto como para fusionarse dentro de la edad del universo, limita los escenarios de evolución de estrellas binarias o de formación dinámica , dependiendo de cómo Se formó el binario del agujero negro. Un número significativo de agujeros negros deben recibir patadas natales bajas (la velocidad que gana un agujero negro en su formación en un evento de supernova con colapso del núcleo ); de lo contrario, el agujero negro que se está formando en un sistema estelar binario sería expulsado y un evento como GW sería expulsado. prevenido. [19] La supervivencia de tales binarias, a través de fases envolventes comunes de alta rotación en estrellas progenitoras masivas, puede ser necesaria para su supervivencia. [ se necesita aclaración ] La mayoría de las últimas predicciones de los modelos de agujeros negros cumplen con estas limitaciones adicionales. [ cita necesaria ]

El descubrimiento del evento de fusión de GW aumenta el límite inferior de la tasa de tales eventos y descarta ciertos modelos teóricos que predijeron tasas muy bajas de menos de 1 Gpc −3 yr −1 (un evento por gigaparsec cúbico por año). [3] [19] El análisis dio como resultado la reducción de la tasa límite superior anterior en eventos como GW150914 de ~140 Gpc −3 yr −1 a17+
39-13 Gpc −3 año −1 . [86]

Impacto en la futura observación cosmológica.

La medición de la forma de onda y la amplitud de las ondas gravitacionales de un evento de fusión de agujeros negros hace posible una determinación precisa de su distancia. La acumulación de datos sobre fusiones de agujeros negros procedentes de eventos cosmológicamente distantes puede ayudar a crear modelos más precisos de la historia de la expansión del universo y la naturaleza de la energía oscura que influye en él. [87] [88]

El universo primitivo es opaco ya que el cosmos era tan energético entonces que la mayor parte de la materia estaba ionizada y los fotones eran dispersados ​​por electrones libres. [89] Sin embargo, esta opacidad no afectaría las ondas gravitacionales de esa época, por lo que si ocurrieran en niveles lo suficientemente fuertes como para ser detectados a esta distancia, permitiría una ventana para observar el cosmos más allá del universo visible actual . Por lo tanto, la astronomía de ondas gravitacionales podría algún día permitir la observación directa de la historia más temprana del universo . [3] [18] [19] [20] [21]

Pruebas de relatividad general

Las propiedades fundamentales inferidas, masa y giro, del agujero negro posterior a la fusión eran consistentes con las de los dos agujeros negros anteriores a la fusión, siguiendo las predicciones de la relatividad general. [7] [8] [9] Esta es la primera prueba de la relatividad general en el régimen de campo muy fuerte . [3] [18] No se pudo establecer ninguna evidencia contra las predicciones de la relatividad general. [18]

En esta señal, la oportunidad era limitada para investigar las interacciones más complejas de la relatividad general, como las colas producidas por las interacciones entre la onda gravitacional y el fondo curvo del espacio-tiempo. Aunque es una señal moderadamente fuerte, es mucho más pequeña que la producida por los sistemas de púlsares binarios. En el futuro, se podrían utilizar señales más potentes, junto con detectores más sensibles, para explorar las intrincadas interacciones de las ondas gravitacionales, así como para mejorar las limitaciones a las desviaciones de la relatividad general. [18]

Velocidad de las ondas gravitacionales y límite de la posible masa del gravitón.

La relatividad general predice que la velocidad de las ondas gravitacionales ( v g ) es la velocidad de la luz ( c ). [90] El alcance de cualquier desviación de esta relación se puede parametrizar en términos de la masa del hipotético gravitón . El gravitón es el nombre que se le da a una partícula elemental que actuaría como portadora de fuerza de la gravedad, en las teorías cuánticas sobre la gravedad . Se espera que no tenga masa si, como parece, la gravitación tiene un alcance infinito. (Esto se debe a que cuanto más masivo es un bosón de calibre , más corto es el rango de la fuerza asociada; como ocurre con el rango infinito del electromagnetismo , que se debe al fotón sin masa , el rango infinito de la gravedad implica que cualquier fuerza asociada que lleve La partícula también carecería de masa.) Si el gravitón no careciera de masa, las ondas gravitacionales se propagarían por debajo de la velocidad de la luz, siendo las frecuencias más bajas ( ƒ ) más lentas que las frecuencias más altas, lo que llevaría a la dispersión de las ondas del evento de fusión. [18] No se observó tal dispersión. [18] [28] Las observaciones de la espiral mejoran ligeramente (bajan) el límite superior de la masa del gravitón desde las observaciones del Sistema Solar hasta2,1 × 10 −58  kg , correspondiente a1,2 × 10 −22  eV / c 2 o una longitud de onda Compton ( λ g ) superior a 1013 km, aproximadamente 1 año luz. [3] [18] Usando la frecuencia más baja observada de 35 Hz, esto se traduce en un límite inferior en v g tal que el límite superior en 1- v g / c es ~ 4 × 10-19 . _ [nota 5]

Ver también

Notas

  1. ^ c 2 M ☉ es aproximadamente 1,8 × 10 3  enemigo ; 1,8 × 10 47  J ; 1,8 × 10 54  ergios ; 4,3 × 10 46  calorías ; 1,7 × 10 44  BTU ; 5,0 × 10 40  kWh , o 4,3 × 10 37 toneladas de TNT .
  2. ^ La fase de ringdown es el asentamiento del agujero negro fusionado en una esfera. [10]
  3. ^ Diámetro de un protón ~ 1,68–1,74  femtómetro (1,68–1,74 × 10−15 metros); relación de protón/1000/4000 m = ~4 × 10−22 ; ancho de un cabello humano ~ 0,02–0,04 milímetros (0,02–0,04 × 10−3 metros); distancia a Proxima Centauri ~ 4,423 años luz (4,184 × 10 16  m); proporción de cabello/distancia a la estrella = 5–10 × 10−22
  4. ^ Dado que las ondas gravitacionales casi nunca interactúan con la materia, los efectos de las ondas gravitacionales en un ser humano ubicado a solo una UA del evento de fusión habrían sido extremadamente menores e inadvertidos. [17]
  5. ^ Basado en , que se puede obtener del artículo "Pruebas de relatividad general ..." (p. 13, "Por lo tanto, tenemos ...") y la relación de Planck-Einstein . [18]

Referencias

  1. ^ abcde La colaboración científica LIGO y la colaboración Virgo (2016). "Un análisis mejorado de GW150914 utilizando un modelo de forma de onda con precesión de giro total". Revisión física X. 6 (4): 041014. arXiv : 1606.01210 . Código Bib : 2016PhRvX...6d1014A. doi : 10.1103/PhysRevX.6.041014. S2CID  18217435.
  2. ^ abcd Abbott, Benjamín P.; et al. (Colaboración científica LIGO y Colaboración Virgo) (2016). "Propiedades de la fusión binaria de agujeros negros GW150914". Cartas de revisión física . 116 (24): 241102. arXiv : 1602.03840 . Código bibliográfico : 2016PhRvL.116x1102A. doi : 10.1103/PhysRevLett.116.241102. PMID  27367378. S2CID  217406416.
  3. ^ abcdefghijklmnopqrst Abbott, Benjamín P.; et al. (Colaboración científica LIGO y Colaboración Virgo) (2016). "Observación de ondas gravitacionales de una fusión de agujeros negros binarios". Física. Rev. Lett. 116 (6): 061102. arXiv : 1602.03837 . Código bibliográfico : 2016PhRvL.116f1102A. doi : 10.1103/PhysRevLett.116.061102. PMID  26918975. S2CID  124959784.
    • "Observación de ondas gravitacionales de una fusión de agujeros negros binarios" (PDF) . Colaboración científica LIGO .
  4. ^ abcdefghijkl Castelvecchi, Davide; Witze, Alexandra (11 de febrero de 2016). "Por fin encontradas las ondas gravitacionales de Einstein". Noticias de la naturaleza . doi :10.1038/naturaleza.2016.19361. S2CID  182916902 . Consultado el 11 de febrero de 2016 .
  5. ^ El consejo editorial (16 de febrero de 2016). "El chirrido que se escucha en todo el universo". New York Times . Consultado el 16 de febrero de 2016 .
  6. ^ ab "Las ondas gravitacionales de Einstein 'vistas' desde los agujeros negros". Noticias de la BBC . 11 de febrero de 2016.
  7. ^ ab Pretorius, Frans (2005). "Evolución de los espacios-tiempos binarios de los agujeros negros". Cartas de revisión física . 95 (12): 121101. arXiv : gr-qc/0507014 . Código Bib : 2005PhRvL..95l1101P. doi :10.1103/PhysRevLett.95.121101. ISSN  0031-9007. PMID  16197061. S2CID  24225193.
  8. ^ ab Campanelli, M.; Lousto, CO; Marronetti, P.; Zlochower, Y. (2006). "Evoluciones precisas de binarios de agujeros negros en órbita sin escisión". Cartas de revisión física . 96 (11): 111101. arXiv : gr-qc/0511048 . Código bibliográfico : 2006PhRvL..96k1101C. doi :10.1103/PhysRevLett.96.111101. ISSN  0031-9007. PMID  16605808. S2CID  5954627.
  9. ^ ab Baker, John G.; Centrella, Joan ; Choi, Dae-Il; Koppitz, Michael; van Metro, James (2006). "Extracción de ondas gravitacionales de una configuración inspiradora de agujeros negros fusionados". Cartas de revisión física . 96 (11): 111102. arXiv : gr-qc/0511103 . Código bibliográfico : 2006PhRvL..96k1102B. doi :10.1103/PhysRevLett.96.111102. ISSN  0031-9007. PMID  16605809. S2CID  23409406.
  10. ^ Castelvecchi, Davide (23 de marzo de 2016). "La colisión de agujeros negros que reformó la física". Naturaleza . 531 (7595): 428–431. Código Bib :2016Natur.531..428C. doi : 10.1038/531428a . PMID  27008950.
  11. ^ abcde Naeye, Robert (11 de febrero de 2016). "La detección de ondas gravitacionales presagia una nueva era de la ciencia". Cielo y Telescopio . Consultado el 11 de febrero de 2016 .
  12. ^ Pais, Abraham (1982), "The New Dynamics, sección 15d: Gravitational Waves", Sutil es el Señor: La ciencia y la vida de Albert Einstein , Oxford University Press, págs. 278–281, ISBN 978-0-19-853907-0
  13. ^ ab Blum, Alejandro; Lalli, Roberto; Renn, Jürgen (12 de febrero de 2016). "El largo camino hacia la evidencia". Sociedad Max Planck . Consultado el 15 de febrero de 2016 .
  14. ^ Radford, Tim (11 de febrero de 2016). "Ondas gravitacionales: descubrimiento revolucionario después de un siglo de expectativas". El guardián . Consultado el 19 de febrero de 2016 .
  15. ^ ab Harwood, W. (11 de febrero de 2016). "Einstein tenía razón: los científicos detectan ondas gravitacionales en avance". Noticias CBS . Consultado el 12 de febrero de 2016 .
  16. ^ ab Drake, Nadia (11 de febrero de 2016). "¡Encontrado! Ondas gravitacionales o una arruga en el espacio-tiempo". Noticias de National Geographic . Archivado desde el original el 12 de febrero de 2016 . Consultado el 12 de febrero de 2016 .
  17. ^ Stuver, Amber (12 de febrero de 2016). "Respuestas a sus preguntas sobre las ondas gravitacionales". Gizmodo (Entrevista). Entrevistado por Jennifer Ouellette . Medios Gawker . Consultado el 24 de febrero de 2016 . ... Ahora supongamos que tenemos 2 m (~6,5 pies) de altura y flotamos fuera de los agujeros negros a una distancia igual a la distancia de la Tierra al Sol. Calculo que te sentirías alternativamente aplastado y estirado unos 165 nm (tu altura cambia más a lo largo del día debido a que tus vértebras se comprimen mientras estás erguido)...
  18. ^ abcdefghi Abbott, Benjamín P.; et al. (Colaboración científica LIGO y Colaboración Virgo) (2016). "Pruebas de relatividad general con GW150914". Cartas de revisión física . 116 (221101): 221101. arXiv : 1602.03841 . Código Bib : 2016PhRvL.116v1101A. doi : 10.1103/PhysRevLett.116.221101. PMID  27314708. S2CID  217275338.
  19. ^ abcdefg Abbott, Benjamín P.; et al. (Colaboración científica LIGO y Colaboración Virgo) (20 de febrero de 2016). "Implicaciones astrofísicas de la fusión binaria de agujeros negros GW150914". La revista astrofísica . 818 (2): L22. arXiv : 1602.03846 . Código Bib : 2016ApJ...818L..22A. doi : 10.3847/2041-8205/818/2/L22 . S2CID  209315965.
  20. ^ ab CNN citando al Prof. Martin Hendry (Universidad de Glasgow, LIGO) - "La detección de ondas gravitacionales nos ayudará a sondear los rincones más extremos del cosmos: el horizonte de sucesos de un agujero negro, el corazón más interno de una supernova, el interior Estructura de una estrella de neutrones: regiones completamente inaccesibles a los telescopios electromagnéticos".
  21. ^ ab Ghosh, Pallab (11 de febrero de 2016). "Las ondas gravitacionales de Einstein 'vistas' desde los agujeros negros". Noticias de la BBC . Consultado el 19 de febrero de 2016 . Con las ondas gravitacionales, esperamos ver eventualmente el Big Bang mismo.
  22. ^ Adiós, Dennis (15 de junio de 2016). "Los científicos escuchan un segundo chirrido de agujeros negros en colisión". New York Times . Consultado el 15 de junio de 2016 .
  23. ^ ab "GW150914: LIGO detecta ondas gravitacionales". Agujeros negros.org . Consultado el 16 de febrero de 2016 .
  24. ^ Einstein, A (junio de 1916). "Näherungsweise Integration der Feldgleichungen der Gravitation". Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften Berlín . parte 1: 688–696. Código bibliográfico : 1916SPAW.......688E.
  25. ^ Einstein, A (1918). "Super Gravitationswellen". Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften Berlín . parte 1: 154–167. Código Bib : 1918SPAW.......154E.
  26. ^ Einstein, Albert (1916), "Die Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie", Annalen der Physik , 49 (7): 769–822, Bibcode :1916AnP...354..769E, doi :10.1002/andp.19163540702, archivado desde el original el 29 de agosto de 2006 , consultado el 14 de febrero de 2016
  27. ^ Schutz, Bernard (31 de mayo de 2009). "9. Radiación gravitacional". Un primer curso de relatividad general (2 ed.). Prensa de la Universidad de Cambridge. págs.234, 241. ISBN 978-0-521-88705-2.
  28. ^ ab Comisariado, Tushna; Harris, Margaret (11 de febrero de 2016). "LIGO detecta por primera vez ondas gravitacionales, procedentes de dos agujeros negros fusionados". Mundo de la Física . Consultado el 19 de febrero de 2016 .
  29. ^ Colaboración científica LIGO y Colaboración VIRGO (16 de julio de 2010). "Predicciones para las tasas de coalescencias binarias compactas observables mediante detectores de ondas gravitacionales terrestres". Clase. Gravedad cuántica. 27 (17): 173001. arXiv : 1003.2480 . Código Bib : 2010CQGra..27q3001A. doi :10.1088/0264-9381/27/17/173001. S2CID  15200690.
  30. ^ Estadísticas, Kai; Cavaglia, Marco; Kandhasamy, Shivaraj (8 de agosto de 2015). "Detección de ondas en el espacio-tiempo, con un poco de ayuda de Einstein". Espacio.com . Consultado el 16 de febrero de 2016 .
  31. ^ Weisberg, JM; Taylor, JH; Fowler, LA (octubre de 1981). "Ondas gravitacionales de un púlsar en órbita". Científico americano . 245 (4): 74–82. Código bibliográfico : 1981SciAm.245d..74W. doi : 10.1038/scientificamerican1081-74.
  32. ^ Weisberg, JM; Bien, DJ; Taylor, JH (2010). "Medidas de tiempo del pulsar binario relativista PSR B1913 + 16". Revista Astrofísica . 722 (2): 1030–1034. arXiv : 1011.0718 . Código Bib : 2010ApJ...722.1030W. doi :10.1088/0004-637X/722/2/1030. S2CID  118573183.
  33. ^ "Comunicado de prensa: Premio Nobel de Física 1993". Premio Nobel. 13 de octubre de 1993 . Consultado el 6 de mayo de 2014 .
  34. ^ Escaleras, Ingrid H. (2003). "Prueba de la relatividad general con Pulsar Timing". Reseñas vivas en relatividad . 6 (1): 5. arXiv : astro-ph/0307536 . Código Bib : 2003LRR.....6....5S. doi :10.12942/lrr-2003-5. PMC 5253800 . PMID  28163640. 
  35. ^ Kramer, M.; et al. (14 de septiembre de 2006). "Pruebas de relatividad general a partir de la sincronización del doble púlsar". Science (publicado el 6 de octubre de 2006). 314 (5796): 97-102. arXiv : astro-ph/0609417 . Código Bib : 2006 Ciencia... 314... 97K. doi : 10.1126/ciencia.1132305. PMID  16973838. S2CID  6674714.
  36. ^ Colaboración científica LIGO - Preguntas frecuentes; sección: "¿Esperamos entonces que los detectores avanzados de LIGO hagan un descubrimiento?" y "¿Qué tienen de diferente los detectores avanzados de LIGO?" , consultado el 16 de febrero de 2016
  37. ^ "La detección de ondas gravitacionales un paso más cerca con Advanced LIGO". Sala de redacción del SPIE . Consultado el 4 de enero de 2016 .
  38. ^ "El H1 de LIGO Hanford logra un bloqueo total de dos horas". Febrero de 2015. Archivado desde el original el 22 de septiembre de 2015 . Consultado el 11 de febrero de 2016 .
  39. ^ Abbott, Benjamín P.; et al. (Colaboración científica LIGO y Colaboración Virgo) (2020). "Perspectivas para la observación y localización de transitorios de ondas gravitacionales con LIGO avanzado y Virgo avanzado". Reseñas vivas en relatividad . 19 (1): 3. arXiv : 1304.0670 . Código Bib : 2016LRR....19....1A. doi :10.1007/lrr-2016-1. PMC 5256041 . PMID  28179853. 
  40. ^ ab Cho, Adrian (11 de febrero de 2016). "Aquí está la primera persona que detectó esas ondas gravitacionales". Ciencia . doi : 10.1126/ciencia.aaf4039.
  41. ^ Castelvecchi, Davide (12 de enero de 2016). "Rumores de ondas gravitacionales a toda marcha". Noticias de la naturaleza . doi : 10.1038/naturaleza.2016.19161 . Consultado el 11 de febrero de 2016 .
  42. ^ Castelvecchi, Davide (16 de febrero de 2016). "Ondas gravitacionales: cómo LIGO forjó el camino hacia la victoria". Naturaleza (publicado el 18 de febrero de 2016). 530 (7590): 261–262. Código Bib :2016Natur.530..261C. doi : 10.1038/530261a . PMID  26887468.
  43. ^ Roston, Michael (11 de febrero de 2016). "Los científicos chirrían emocionados por LIGO, las ondas gravitacionales y Einstein". Los New York Times . ISSN  0362-4331 . Consultado el 13 de febrero de 2016 .
  44. ^ Strom, Marcus (12 de febrero de 2016). "Ondas gravitacionales: cómo suenan y por qué los científicos se están volviendo locos". El Sydney Morning Herald .
  45. ^ Drake, Nadia (12 de febrero de 2016). "Las ondas gravitacionales eran el secreto peor guardado de la ciencia". National Geographic . Archivado desde el original el 13 de febrero de 2016.
  46. ^ Twilley, Nicola (11 de febrero de 2016). "Existen ondas gravitacionales: la historia interna de cómo los científicos finalmente las encontraron". El neoyorquino .
  47. ^ Allen, Bruce ; Buonanno, Alessandra ; Danzmann, Karsten (11 de febrero de 2016). "La señal nos llamó la atención de inmediato" (Entrevista). Entrevistada por Felicitas Mokler. Sociedad Max Planck . Consultado el 11 de febrero de 2016 .
  48. ^ Sarah Scoles (11 de febrero de 2016). "La primera detección de ondas gravitacionales de LIGO abre una nueva ventana al universo". CABLEADO .
  49. ^ Billings, Lee (12 de febrero de 2016). "El futuro de la astronomía de ondas gravitacionales". Científico americano . Consultado el 13 de febrero de 2016 .
  50. ^ Knapton, Sarah (11 de febrero de 2016). "Los científicos del momento revelan un importante hallazgo de ondas gravitacionales". El Telégrafo . Archivado desde el original el 12 de febrero de 2016.
  51. ^ ¿ Podrían las ondas gravitacionales causar daños en la Tierra?
  52. ^ Blanchet, Luc (2014). "Radiación gravitacional de fuentes posnewtonianas y binarios compactos inspiradores". Reseñas vivas en relatividad . 17 (1): 2. arXiv : 1310.1528 . Código Bib : 2014LRR....17....2B. doi :10.12942/lrr-2014-2. PMC 5256563 . PMID  28179846. 
  53. ^ Campanelli, Manuela; Luis, Carlos; Marronetti, Pedro; Zlochower, Yosef (2006). "Evoluciones precisas de binarios de agujeros negros en órbita sin escisión". Física. Rev. Lett . 96 (11): 111101. arXiv : gr-qc/0511048 . Código bibliográfico : 2006PhRvL..96k1101C. doi :10.1103/PhysRevLett.96.111101. PMID  16605808. S2CID  5954627.
  54. ^ Blanchet, Lucas; Detweiler, Steven; Le Tiec, Alexandre; Merlán, Bernard F. (2010). "Cálculos numéricos y posnewtonianos de la autofuerza gravitacional para órbitas circulares en la geometría de Schwarzschild". Revisión física D. 81 (6): 064004. arXiv : 0910.0207 . Código bibliográfico : 2010PhRvD..81f4004B. doi : 10.1103/PhysRevD.81.064004. S2CID  119163802.
  55. ^ "¿Por qué la relatividad numérica?". www.black-holes.org . Proyecto SXS . Consultado el 16 de febrero de 2016 .
  56. ^ ab Belczynski, Krzysztof; Holz, Daniel E.; Bulik, Tomasz; O'Shaughnessy, Richard (23 de junio de 2016). "La primera fuente de ondas gravitacionales de la evolución aislada de dos estrellas en el rango de 40 a 100 masas solares". Naturaleza . 534 (7608): 512–515. arXiv : 1602.04531 . Código Bib :2016Natur.534..512B. doi : 10.1038/naturaleza18322. ISSN  0028-0836. PMID  27337338. S2CID  1328036.
  57. ^ ab "Estrellas antiguas desataron un tsunami espacio-temporal que se sintió en la Tierra". noticias.nationalgeographic.com . 22 de junio de 2016. Archivado desde el original el 22 de junio de 2016 . Consultado el 22 de junio de 2016 .
  58. ^ McNish, Larry (19 de marzo de 2012). "El Centro RASC Calgary - Las Constelaciones" . Consultado el 16 de diciembre de 2016 .
  59. ^ Connaughton, V.; Quemaduras, E.; Goldstein, A.; Briggs, MS; Zhang, B.-B.; et al. (2016). "Observaciones de Fermi GBM del evento de onda gravitacional LIGO GW150914". La revista astrofísica . 826 (1): L6. arXiv : 1602.03920 . Código Bib : 2016ApJ...826L...6C. doi : 10.3847/2041-8205/826/1/L6 . S2CID  41946613.
  60. ^ Sávchenko, V.; Ferrigno, C.; Mereghetti, S.; Natalucci, L.; Bazzano, A.; et al. (Abril de 2016). "Límites superiores INTEGRALES de la emisión de rayos gamma asociados con el evento de ondas gravitacionales GW150914". Las cartas del diario astrofísico . 820 (2): L36. arXiv : 1602.04180 . Código Bib : 2016ApJ...820L..36S. doi : 10.3847/2041-8205/820/2/L36 . S2CID  3463753.
  61. ^ Tavani, M.; Pittori, C.; Verrecchia, F.; Bulgarelli, A.; Giuliani, A. (5 de abril de 2016). "Observaciones ÁGILES del evento de onda gravitacional GW150914". La revista astrofísica . 825 (1): L4. arXiv : 1604.00955 . Código Bib : 2016ApJ...825L...4T. doi : 10.3847/2041-8205/825/1/L4 . S2CID  29097240.
  62. ^ Siegel, Ethan (3 de junio de 2016). "El gran error de la NASA: después de todo, los agujeros negros fusionados de LIGO eran invisibles". Forbes . Consultado el 9 de junio de 2016 .
  63. ^ Greiner, J.; Burgess, JM; Sávchenko, V.; Yu, H.-F. (1 de junio de 2016). "En el evento GBM visto 0,4 segundos después de GW 150914". Las cartas del diario astrofísico . 827 (2): L38. arXiv : 1606.00314 . Código Bib : 2016ApJ...827L..38G. doi : 10.3847/2041-8205/827/2/L38 . S2CID  118576283.
  64. ^ Connaughton, V.; Quemaduras, E.; Goldstein, A.; Briggs, MS; et al. (Enero de 2018). "Sobre la interpretación del transitorio Fermi-GBM observado en coincidencia con el evento de onda gravitacional LIGO GW150914". Las cartas del diario astrofísico . 853 (1): L9. arXiv : 1801.02305 . Código Bib : 2018ApJ...853L...9C. doi : 10.3847/2041-8213/aaa4f2 . S2CID  3513893.
  65. ^ Siegel, Ethan (2 de febrero de 2018). "Después de todo, las fusiones de agujeros negros podrían provocar explosiones de rayos gamma". Forbes . Consultado el 14 de febrero de 2018 .
  66. ^ Woo, Marcus (16 de febrero de 2016). "Los agujeros negros de LIGO pueden haber vivido y muerto dentro de una enorme estrella". Científico nuevo . Consultado el 17 de febrero de 2016 .
  67. ^ ab Loeb, Abraham (marzo de 2016). "Contrapartes electromagnéticas de fusiones de agujeros negros detectadas por LIGO". Las cartas del diario astrofísico . 819 (2): L21. arXiv : 1602.04735 . Código Bib : 2016ApJ...819L..21L. doi : 10.3847/2041-8205/819/2/L21 . S2CID  119161672.
  68. ^ Gough, Evan (18 de febrero de 2016). "¿Una explosión de rayos gamma acompañó la detección de ondas de gravedad de LIGO?". Universo hoy . Consultado el 19 de febrero de 2016 .
  69. ^ ab Adrián-Martínez, S.; et al. (Colaboración ANTARES, Colaboración IceCube, Colaboración científica LIGO, Colaboración Virgo) (12 de febrero de 2016). "Búsqueda de seguimiento de neutrinos de alta energía del evento de onda gravitacional GW150914 con ANTARES e IceCube". Revisión física D. 93 (12): 122010. arXiv : 1602.05411 . Código Bib : 2016PhRvD..93l2010A. doi : 10.1103/PhysRevD.93.122010. S2CID  119218254. Archivado desde el original el 15 de febrero de 2016.
  70. ^ Evans, Pensilvania; et al. (6 de abril de 2016). "Seguimiento rápido de la fuente de ondas gravitacionales GW150914". MNRAS . 460 (1): L40-L44. arXiv : 1602.03868 . Código Bib : 2016MNRAS.460L..40E. doi :10.1093/mnrasl/slw065. S2CID  73710807.
  71. ^ Barish, Barry. «Nuevos resultados de la Búsqueda de Ondas Gravitacionales, Coloquio del CERN, 11/02/2016» . Consultado el 18 de marzo de 2016 .
  72. ^ Colaboración científica LIGO (2016). "Publicación de datos para el evento GW150914". Centro de ciencia abierta de ondas gravitacionales (conjunto de datos). doi :10.7935/K5MW2F23.
  73. ^ Adiós, Dennis (3 de mayo de 2016). "Investigadores de ondas gravitacionales de LIGO dividirán $ 3 millones". Los New York Times . Consultado el 4 de mayo de 2016 .
  74. ^ "Premio Gruber de Cosmología 2016". Fundación Gruber . Consultado el 4 de mayo de 2016 .
  75. ^ "Laureados Shaw 2016". La Fundación Premio Shaw . Archivado desde el original el 5 de abril de 2018 . Consultado el 26 de junio de 2016 .
  76. ^ Clavin, Whitney (1 de junio de 2016). "Premio Shaw 2016 otorgado a los fundadores de LIGO". Noticias de Caltech .
  77. ^ "Nueve científicos pioneros recibirán los premios Kavli 2016". AAAS EurekAlert! . 2 de junio de 2016 . Consultado el 2 de junio de 2016 .
  78. ^ "Premio Enrico Fermi 2016". Sociedad Italiana de Física .
  79. ^ "AAS anuncia los destinatarios de los premios y reconocimientos de 2017". Sociedad Astronómica Estadounidense . 9 de enero de 2017 . Consultado el 21 de enero de 2017 .
  80. ^ "El Premio Nobel de Física 2017". La Fundación Nobel. 3 de octubre de 2017 . Consultado el 3 de octubre de 2017 .
  81. ^ Mack, Katie (12 de junio de 2017). "Agujeros negros, colisiones cósmicas y ondulaciones del espacio-tiempo". Científico americano . Consultado el 1 de julio de 2017 .
  82. ^ "Astronomía de ondas gravitacionales". Einstein en línea . Instituto Max Planck de Física Gravitacional . 2016. Archivado desde el original el 9 de diciembre de 2015 . Consultado el 24 de febrero de 2016 .
  83. ^ Campamento, Jordan B.; Cornualles, Neil J. (2004). "Astronomía de ondas gravitacionales". Revisión anual de la ciencia nuclear y de partículas (publicada en diciembre de 2004). 54 : 525–577. Código Bib : 2004ARNPS..54..525C. doi : 10.1146/annurev.nucl.54.070103.181251 . S2CID  15478999.
  84. ^ Abbott, BP; et al. (Colaboración científica LIGO y Colaboración Virgo) (15 de junio de 2016). "GW151226: Observación de ondas gravitacionales de una coalescencia de agujero negro binario de 22 masas solares". Cartas de revisión física . 116 (24): 241103. arXiv : 1606.04855 . Código bibliográfico : 2016PhRvL.116x1103A. doi : 10.1103/PhysRevLett.116.241103. PMID  27367379. S2CID  118651851.
  85. ^ "LISA Pathfinder supera las expectativas". elisascience.org. 7 de junio de 2016. Archivado desde el original el 3 de agosto de 2016 . Consultado el 7 de junio de 2016 .
  86. ^ Abbott, Benjamin P. (10 de febrero de 2016). "La tasa de fusiones de agujeros negros binarios inferida de observaciones avanzadas de LIGO que rodean a GW150914". Las cartas del diario astrofísico . 833 (1): L1. arXiv : 1602.03842 . Código Bib : 2016ApJ...833L...1A. doi : 10.3847/2041-8205/833/1/L1 . S2CID  217879228.
  87. ^ O'Neill, Ian (13 de febrero de 2016). "Hemos detectado ondas gravitacionales, ¿y qué?". Noticias.Discovery.com . Comunicaciones de descubrimiento, LLC . Consultado el 20 de febrero de 2016 . Podremos medir el ritmo de expansión del universo, o cuánta energía oscura hay en el universo, con una precisión extraordinaria.
  88. ^ Cooper, Keith (21 de febrero de 2016). "¿La constante cosmológica está 'desplazando al rojo' las ondas gravitacionales?". FísicaWorld.com . Instituto de Física . Consultado el 20 de febrero de 2016 .
  89. ^ "Pruebas del Big Bang: el CMB". NASA. 5 de diciembre de 2014 . Consultado el 24 de febrero de 2016 .
  90. ^ WW SALISBURY (1969). "Velocidad de las ondas gravitacionales". Naturaleza . 224 (5221): 782–783. Código Bib :1969Natur.224..782S. doi :10.1038/224782a0. S2CID  4259664.

Otras lecturas

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