Ondas Gravitacionales. ¡Por fin podemos escuchar el universo con LIGO!

Alicia Sintes

Profesora de la Universidad de les Illes Balears e investigadora del Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña. Miembro del consejo de LIGO, del comité ejecutivo de GEO e investigadora principal del único grupo de LIGO en España.

100 años después de los enunciados del científico alemán, Albert Einstein, nadie había logrado observar las ondas gravitacionales: ondulaciones
de espacio-tiempo producidas por materia acelerada. La existencia de la radiación gravitacional fue predicha por Einstein en 1916, como una de las consecuencias importantes de su teoría de la relatividad general, aunque él mismo estaba convencido de que estos minúsculos cambios en el tejido del espacio-tiempo nunca serían observados.

El pasado 14 de septiembre de 2015 a las 09:50:45 UTC, aproximadamente un siglo después de su predicción, los Observatorios de Ondas Gravitacionales por Interferometría Láser (LIGO, por sus siglas en inglés) marcaban el comienzo de una nueva era en astronomía con la detección de la primera señal gravitacional llamada GW150914. Esto sucedía a solo pocos días después que los detectores americanos LIGO empezasen a operar como “LIGO-avanzado”, tras la realización de importantes mejoras en sus instalaciones, sorprendiendo así a la comunidad científica. Una segunda señal, GW151226, detectada el pasado 26 de diciembre de 2015 a las 03:38:53 UTC fue un hermoso regalo de Navidad durante ese primer periodo de observación.

Hace algo más de un año, el 11 de febrero de 2016, y tras semanas de intensos rumores entre la comunidad científica sobre su posible hallazgo, llegó el esperado anuncio de las colaboraciones científicas LIGO y Virgo. Ese día el director del experimento LIGO, David Reitze, hizo una declaración de trascendencia histórica ante la prensa internacional: «Hemos detectado ondas gravitacionales. ¡Por fin lo hemos conseguido!». Desde ese día las desconocidas ondas han acaparado la atención de los medios, los eventos científicos y los más prestigiosos premios internacionales. Los padres del descubrimiento, sentenciaron que, «hasta ahora hemos estado sordos ante el Universo. Hoy, somos capaces de oír las ondas gravitacionales por primera vez. Esto marca el inicio de la Era de la Astronomía Gravitacional. Es una magnífica celebración del centenario del vaticinio de Einstein». Incluso el gran experto en agujeros negros, Stephen Hawking quiso sumarse a estas entusiastas reacciones: «ahora se podrán ver algunas reliquias del Universo muy temprano, justo después del Big Bang y reconstruir toda la historia astronómica».

Simulación numérica de la fusión de una binaria de agujeros. Simulación de Sascha Husa y visualización de Rafel Jaume, ambos de la Universidad de les Illes Balears.

Simulación numérica de la fusión de una binaria de agujeros. Simulación de Sascha Husa y visualización de Rafel Jaume, ambos de la Universidad de les Illes Balears.

 

Se trata, por tanto, de uno de los mayores hallazgos de las últimas décadas; semejante descubrimiento quedará grabado en los libros de historia de la ciencia del siglo XXI. Ningún otro hito tecnológico en décadas -salvo quizá el del Bosón de Higgs en 2012- había suscitado tanta expectación como éste, pues tal descubrimiento supone un cambio de paradigma, una nueva forma de concebir el universo de manera diferente a la que habíamos heredado de Galileo.

Portada de la revista donde salió publicado el artículo del descubrimiento.

Portada de la revista donde salió publicado el artículo del descubrimiento.

Los detectores terrestres

La historia de los detectores de ondas gravitacionales se remonta a los años sesenta con el trabajo pionero de Joseph Weber y sus detectores cilíndricos resonantes. En cambio, los detectores tipo LIGO usan interferometría láser para medir cambios en la distancia que separan dos cuerpos libres al paso de las ondas gravitacionales. Hasta el momento, LIGO es el instrumento óptico    de precisión más grande del mundo y uno de los experimentos físicos más sofisticados que existe. Está compuesto por dos observatorios separados por 3000 kilómetros, uno en Livingston, Luisiana y otro en Hanford, Washington,  en EEUU. LIGO usa las propiedades físicas de la luz y del propio espacio-tiempo para detectar ondas gravitacionales. El principio de funcionamiento es el de un interferómetro tipo Michelson-Morley con cavidades Fabry-Perot. Los brazos de los interferómetros son unos tubos de más de un metro de diámetro que guardan un vacío casi perfecto. Estos están dispuestos en forma de L y tienen una longitud de 4 kilómetros. Cuando una onda gravitacional llega a la Tierra, las alteraciones del espacio-tiempo provocan cambios en la longitud de los brazos proporcionales a la deformación producida por la onda gravitacional. Estos cambios dan lugar a interferencias, que se miden con fotodetectores, a partir de las cuales se puede inferir el patrón de las ondas gravitacionales que han atravesado el detector.

La idea de usar interferometría láser para medir el movimiento relativo de espejos libres, fue sugerida por Mijaíl Gertsenshtein y Vladislav Pustovoit (Rusia) en 1962, y años más tarde de forma independiente por Weber y Rainer Weiss (EEUU). A finales de los años 70 y durante la década de los 80, ideas decisivas para mejorar su sensibilidad fueron sugeridas, entre otros, por Ronald Drever  y Brian Meers en Glasgow (UK), y por Roland Schilling, Lise Schnupp y Albrecht Ruediger en Garching (Alemania).

“Con las ondas gravitacionales se podrán ver algunas reliquias del Universo muy temprano, justo después del Big Bang y reconstruir toda la historia astronómica”

Durante la década de los 90 se inició la construcción de enormes infraestructuras que alojarían la primera generación de estos detectores con brazos de cientos de metros de longitud (es el caso de TAMA en Japón y GEO en Alemania) a varios kilómetros (VIRGO en Italia y LIGO en EEUU). Estos detectores estuvieron tomando datos durante la primera década del 2000 sin éxito desde el punto de vista de la detección pero extremadamente indispensables para cimentar la experiencia y el desarrollo de nuevas técnicas que se implementarían la década siguiente en los detectores de segunda generación que, esta vez sí, cumplieron con las expectativas.

Vista aérea de las instalaciones de LIGO en Hanford. La fotografía muestra los dos brazos del interferómetro, de cuatro kilómetros de longitud. https://www.ligo.caltech.edu/image/ligo20150731f

Vista aérea de las instalaciones de LIGO en Hanford. La fotografía muestra los dos brazos del interferómetro, de cuatro kilómetros de longitud. https://www.ligo.caltech.edu/image/ligo20150731f

El efecto que producen las ondas gravitacionales es una compresión fraccional del espacio-tiempo perpendicular a la dirección de propagación, con una amplitud h=ΔL/L máxima del orden de 10–21. Expresado en términos físicos, una onda gravitacional emitida durante la fusión de dos estrellas de neutrones en el cúmulo de Virgo, produciría en la Tierra, en detectores tipo LIGO, desplazamientos del orden de 10–18 metros —una cantidad 1000 veces más pequeña que el diámetro del protón—. Como esta clase de sucesos son poco frecuentes, se han de buscar este tipo de fuentes a distancias de millones de años luz, en galaxias lejos de la Vía Láctea. Por tanto, la búsqueda de ondas gravitacionales implica intentar hallar los minúsculos efectos de algunos de los sistemas astrofísicos más energéticos en las profundidades del universo.

“La búsqueda de ondas gravitacionales implica intentar hallar los minúsculos efectos de alguno de los sistemas astrofísicos más energéticos en las profundidades del universo”

La mejora en sensibilidad que posibilitó estos recientes descubrimientos fue el resultado de muchas décadas de planificación de diseño y experiencia adquirida con las versiones anteriores de estos instrumentos, a lo que hay que añadir el desarrollo de sofisticados métodos para analizar los datos. Los LIGO-avanzados son sólo los primeros de una futura red global de detectores que entrarán en funcionamiento. Cuando estos lleguen a su sensibilidad de diseño, alrededor del 2020, tendrán un alcance diez veces superior al de sus predecesores, y con ellos se espera revolucionar nuestra compresión del universo.

¿Cómo es LIGO?

LIGO utiliza luz láser para controlar la distancia entre los espejos posicionados de forma muy precisa en los extremos de los brazos. Los espejos, construidos con sustratos de sílice fundido y recubiertos con un recubrimiento óptico dieléctrico, se encuentran en suspensión para permitir el libre movimiento y son las masas de prueba del interferómetro. La fuente de luz del interferómetro es un láser Nd-YAG con una longitud de onda de 1064 nm, capaz de alcanzar una potencia de 180 W. Durante el primer período de observación de LIGO- avanzado, el láser fue operado con una potencia de unos 22 W. Con ello LIGO ya fue capaz de detectar cambios en las longitudes de los brazos inferiores a la diezmilésima parte del diámetro de un protón (10-19 metros). En estos momentos, LIGO-avanzado está de nuevo en funcionamiento en su segundo período de observación, al que se unirá el detector europeo Virgo-avanzado en el verano del 2017. En los siguientes años, esta red se irá ampliando con el nuevo detector japonés KAGRA (2018-2020) y el futuro observatorio LIGO-India (2024).

Vista aérea de LIGO Livingston.

Vista aérea de LIGO Livingston.

Muchas son las fuentes de ruido en estos detectores. La principal fuente de ruido a altas frecuencias es debida a fluctuaciones en la potencia del láser. A frecuencias medias, la principal fuente de ruido es debida a los movimientos aleatorios de los átomos en las masas de prueba y los otros componentes ópticos.

“Gracias a los desarrollos tecnológicos, los interferómetros LIGO serán capaces de operar al borde de los límites fundamentales de la Física, siendo los instrumentos ópticos más sensibles jamás construidos”

 

A bajas frecuencias el ruido es dominado por vibraciones sísmicas,  que cubrirán completamente cualquier señal de onda gravitacional con una frecuencia menor de 10 Hz. Las mejoras llevadas a cabo en LIGO-avanzado tienen el objetivo de reducir el ruido para incrementar la sensibilidad con respecto a sus antecesores de primera generación. La potencia del láser, que era de unos 10 W en LIGO-inicial, se irá incrementando gradualmente en los diferentes períodos de observación con el objetivo de reducir el límite cuántico. Se han construido espejos más grandes (34 cm de diámetro frente a los 25 cm anteriores), para reducir las contribuciones del ruido térmico procedente de las fluctuaciones microscópicas en el interior del espejo; y más masivos (40 kg frente a los 11 kg), para reducir movimientos debidos a la presión de radiación. Se han sustituido las suspensiones de alambre de acero por fibras de sílice fundido, el mismo material del que están hechos los espejos, para reducir el ruido térmico también en las suspensiones.

“El 14 de septiembre de 2015 los dos LIGO “sonaron” al paso de un frente de ondas gravitacionales producido por la fusión de dos agujeros negros hace unos 1.300 millones de años y este llegaba a la Tierra. En ese momento, se abrió una nueva ventana a la exploración cósmica y marcó el inicio de la Era de la Astronomía Gravitacional”

Además, el nuevo sistema de suspensión es un complicado péndulo múltiple que mejora la filtración de movimientos sísmicos, provocados por terremotos, vientos, olas, tráfico humano, etc. Gracias a este mejorado aislamiento sísmico, la frecuencia de corte se podrá reducir de 40 Hz en LIGO-inicial a 10 Hz en el diseño final de LIGO-avanzado.

LIGO-avanzado, Virgo-avanzado y KAGRA serán sensibles a señales de ondas gravitacionales con frecuencias entre 10 Hz y 10 kHz, como por ejemplo las provenientes de sistemas binarios de estrellas de neutrones hasta distancias de 200 Mpc (1 Mpc ~ 3 millones de años luz) y a la fusión de agujeros negros estelares a distancias 1000 veces superior que la distancia que nos separa de la galaxia Andrómeda, junto con estallidos de rayos gamma, supernovas, estrellas de neutrones en rotación en nuestra galaxia o incluso fondos astrofísicos de diverso origen. Gracias a los desarrollos tecnológicos, los interferómetros LIGO serán capaces de operar al borde de los limites fundamentales de la Física, siendo los instrumentos ópticos más sensibles jamás construidos.

Esquema de la configuración de los detectores LIGO. Los brazos del interferómetro están formados por cavidades ópticas resonantes de tipo Fabry-Perot. El campo electromagnético de la fuente láser es modulado a valores de radio frecuencia (9 y 45 MHz) para general señales del control del detector. A la entrada del interferómetro una cavidad óptica (input mode cleaner) purifica el perfil espacial del haz de luz. Dos espejos son añadidos en los puertos de entrada y salida del detector, adyacentes al divisor de haz; ‘reciclado de potencia’, a la entrada, recicla la potencia óptica del láser que es reflejada de vuelta por los brazos del interferómetro, incrementando así la potencia del haz de luz en los brazos (la combinación de este espejo de reciclado de potencia y las cavidades ópticas de los brazos, incrementa la potencia del haz 10 mil veces la que habría en una configuración Michelson simple). ‘Recicla- do de señal’, a la salida, se usa para modificar la respuesta en frecuencia del interferómetro. La cavidad óptica de salida, output mode cleaner, despoja la luz láser de contenido en exceso no deseado antes de ser medida por los foto-detectores de salida que generan la señal interferométrica del detector.

Esquema de la configuración de los detectores LIGO. Los brazos del interferómetro están formados por cavidades ópticas resonantes de tipo Fabry-Perot. El campo electromagnético de la fuente láser es modulado a valores de radio frecuencia (9 y 45 MHz) para general señales del control del detector. A la entrada del interferómetro una cavidad óptica (input mode cleaner) purifica el perfil espacial del haz de luz. Dos espejos son añadidos en los puertos de entrada y salida del detector, adyacentes al divisor de haz; ‘reciclado de potencia’, a la entrada, recicla la potencia óptica del láser que es reflejada de vuelta por los brazos del interferómetro, incrementando así la potencia del haz de luz en los brazos (la combinación de este espejo de reciclado de potencia y las cavidades ópticas de los brazos, incrementa la potencia del haz 10 mil veces la que habría en una configuración Michelson simple). ‘Recicla- do de señal’, a la salida, se usa para modificar la respuesta en frecuencia del interferómetro. La cavidad óptica de salida, output mode cleaner, despoja la luz láser de contenido en exceso no deseado antes de ser medida por los foto-detectores de salida que generan la señal interferométrica del detector.

Aún así, la búsqueda de ondas gravitacionales no ha hecho más que empezar. En un futuro, nuevas generaciones de detectores permitirán hacer astronomía de alta precisión, como, por ejemplo, el detector europeo “Einstein Telescope” o el observatorio de la Agencia Espacial Europea “LISA”, que podrían empezar a operar en la década de los 30.

Las primeras señales

Cuando los detectores LIGO-avanzado empezaron a tomar datos en su primer ciclo de funcionamiento en setiembre de 2015, después  de  un  parón  de  cinco años, su sensibilidad había mejorado considerablemente respecto a su generación anterior y todas las fuentes de ruido se habían reducido entre un factor 3 y 10 en amplitud de onda gravitacional. Dado que la amplitud de la señal es inversamente proporcional a la distancia de la fuente, estas mejoras en la sensibilidad de LIGO-avanzado representaron un aumento de un factor 30 del volumen a nuestro alcance y eso implicaba que las posibilidades de detección se habían multiplicado por 30 con respecto a LIGO-Inicial.

Miquel Oliver, estudiante de doctorado de la Universidad de les Illes Balears, en las instalacio- nes de LIGO Hanford en los días previos al descubrimiento de GW150914.

Miquel Oliver, estudiante de doctorado de la Universidad de les Illes Balears, en las instalacio- nes de LIGO Hanford en los días previos al descubrimiento de GW150914.

El primer periodo de observación duró unos cuatro meses y se pudieron obtener 51.5 días de datos de calidad en coincidencia entre los dos detectores. Esto posibilitó la detección de 3 señales gravitacionales, dos de alta significación estadística (más de 5 sigmas) GW150914 y GW151226, y otra a un nivel de 2-sigmas LVT151012. Lo más curioso es que la primera detección llegó justo a los pocos días de la puesta en marcha por primera vez de LIGO-avanzado de forma estable. Además, esta era una señal tan fuerte que prácticamente se podía ver con los propios ojos en los datos. Esto es lo que ocurrió el
14 de setiembre de 2015, cuando los dos LIGO “sonaron”, con siete milisegundos de diferencia, al paso de un frente de ondas gravitacionales producido por la fusión de dos agujeros negros hace unos mil trescientos millones de años y este llegaba a la Tierra. En ese momento, se abrió una nueva ventana a la exploración cósmica y marcó el inicio de la Era de la Astronomía Gravitacional.

Aunque la señal fue muy clara, costó entre varios días y semanas convencer a los varios centenares de científicos e ingenieros de la colaboración de que aquella señal era real. Más aún, se tuvo que esperar varios meses para completar los análisis que culminaron en la publicación de más de una docena de artículos y al histórico anuncio en febrero de 2016.

“En los próximos años, a medida que los detectores avanzados LIGO y Virgo se acerquen a su sensibilidad de diseño, observaremos de forma regular alguno de los fenómenos más energéticos y violentos del universo, con el potencial de descubrir sistemas astronómicos hasta ahora inimaginables”

Lo que los observatorios LIGO detectaron ese día de setiembre (y también en octubre y diciembre de 2015) fue una señal transitoria tipo ‘chirrido’ que duró solo una fracción de segundo, pero que mostraba el comportamiento esperado en el caso de la coalescencia de un sistema binario, incluyendo sus últimas órbitas, la fusión propia y el relajamiento posterior del agujero negro resultante. Es decir, una señal de corta duración en la que tanto la amplitud como la frecuencia van aumentando progresivamente hasta alcanzar un valor máximo antes de desaparecer de nuevo en los datos del detector. Esta primera señal fue muy potente, y alcanzó una relación señal ruido superior a 20 incluso en los primeros análisis con los algoritmos de baja latencia, que informaron de este evento de forma automática en menos de tres minutos de su llegada.

Sensibilidad en amplitud de onda gravitacional de los detectores LIGO. En rojo y azul muestra la sensibilidad durante el primer periodo de observación (desde septiembre del 2015 a enero del 2016), tres veces superior a la generación anterior de los instrumentos que tomaron datos en 2010 (en verde). Durante los próximos años LIGO trabajará en reducir el ruido de los detec- tores al máximo posible con la configuración actual (en gris).

Sensibilidad en amplitud de onda gravitacional de los detectores LIGO. En rojo y azul muestra la sensibilidad durante el primer periodo de observación (desde septiembre del 2015 a enero del 2016), tres veces superior a la generación anterior de los instrumentos que tomaron datos en 2010 (en verde). Durante los próximos años LIGO trabajará en reducir el ruido de los detec- tores al máximo posible con la configuración actual (en gris).

Sin embargo, fue necesario adquirir muchos más datos y realizar minuciosos estudios del ruido no Gaussiano y no estacionario para poder establecer que la tasa de falsa alarma era inferior a 1 evento por cada 200.000 años, correspondiente a una significación estadística superior a 5 sigmas, es decir una bajísima probabilidad de que no fuese real.

La evolución frecuencia-temporal de la señal indicó claramente desde el primer momento que se trataban de dos agujeros negros y excepcionalmente masivos, mucho más masivos de lo que era de esperar a partir de la evidencias indirectas apoyadas por las observaciones electromagnéticas de binarias de rayos X. Esta primera pareja de agujeros negros detectada por LIGO tenía cada uno de ellos una masa de unas 30 veces la masa de nuestro Sol, y, por consiguiente, ambos eran un 50% más masivos que la veintena de agujeros negros conocidos en sistemas binarios en nuestra galaxia. Fue gracias a las simulaciones numéricas relativistas que fuimos capaces de mostrar que en realidad la señal detectada presentaba una excelente similitud con las predicciones teóricas a partir de la relatividad general, y además, fuimos capaces de medir la masa y el espín del agujero negro resultante. Hasta estos momentos, son los agujeros negros de masa estelar más masivos que se han encontrado en la naturaleza. También se fue capaz de determinar, aunque con poca precisión, la localización en el cielo y la distancia a la que había ocurrido el evento. Para poder extraer toda esta información de forma fiable es imprescindible el desarrollo de sofisticados métodos para analizar datos y el modelado computacional necesario para identificar las fuentes. A esto se ha dedicado la colaboración científica LIGO, y nuestro grupo de Relatividad y Gravitación de la Universidad de les Illes Balears, en particular, durante casi dos décadas antes de la llegada de esta primera señal.

Evolución temporal de los datos registrados por los  detectores  LIGO  asociado  a  GW150914 comparados con la mejor predicción teórica a partir de la relatividad general. Figura adaptada de la publicación B. P. Abbott et al., Phys. Rev. Lett. 116, 061102 (2016) . http://journals. aps.org/prl/abs¬tract/10.1103/Phys¬RevLett.116.061102

Evolución temporal de los datos registrados por los detectores LIGO asociado a GW150914 comparados con la mejor predicción teórica a partir de la relatividad general. Figura adaptada de la publicación B. P. Abbott et al., Phys. Rev. Lett. 116, 061102 (2016) . http://journals. aps.org/prl/abs¬tract/10.1103/Phys¬RevLett.116.061102

Del  análisis  de  las  tres  señales  detectadas  durante  el  primer  periodo de observación de LIGO-avanzado, se deduce que las masas de los seis  cuerpos involucrados son todas ellas muy superiores a tres masas solares y, consiguientemente, son incompatibles con las masas de las estrellas de neutrones. Por consiguiente, de estas primeras observaciones se deduce que la naturaleza produce binarias de agujeros negros lo suficientemente compactas y en abundancia capaces de colapsar en la vida del universo. Curiosamente, la existencia de estos sistemas de agujeros negros fue predicha teoréticamente hace años por varios grupos, aunque esto solo era conocido por un reducido grupo de expertos astrofísicos. Lipunov y colaboradores predijeron que las fusiones de agujeros negros serían la fuente dominante para LIGO y Belczynski y colaboradores predijeron la masa máxima pare este tipo de agujeros negros en sistemas binarios. Aún así, la mayoría de la comunidad científica, y en particular las colaboraciones LIGO y Virgo, creían que las primeras fuentes que se detectarían serían binarias de estrellas de neutrones.

La naturaleza esta vez nos ha sorprendido y este hito histórico ha marcado el inicio de una nueva era. En los próximos años, a medida que los detectores avanzados LIGO y Virgo se acerquen a su sensibilidad de diseño, observaremos de forma regular algunos de los fenómenos más energéticos y violentos del universo, con el potencial de descubrir sistemas astronómicos hasta ahora inimaginables. Esto será decisivo en el avance de la física fundamental, astrofísica y cosmología, permitiéndonos explorar importantes cuestiones, como, por ejemplo, cómo se forman los agujeros negros, si la relatividad general es la descripción correcta de la gravedad, o cómo se comporta la materia bajo condiciones extremas.

Simulación numérica de la fusión de una binaria de agujeros negros correspondiente a GW150914. Simulación de Sascha Husa y visualización de Rafel Jaume, ambos de la Univer- sidad de les Illes Balears.

Simulación numérica de la fusión de una binaria de agujeros negros correspondiente a GW150914. Simulación de Sascha Husa y visualización de Rafel Jaume, ambos de la Univer- sidad de les Illes Balears.

 

El contar con una red de detectores será fundamental para  aumentar  el  grado de confidencia en una detección, ya que las pruebas de coincidencia y coherencia reducen enormemente la probabilidad de falsos positivos. Además, cuantos más detectores tenga una red, más precisa será la localización de la fuente emisora de dicha onda gravitacional, permitiendo a su vez astronomía de multi-mensajeros. Está claro que uno de los siguientes objetivos será la detección de una fusión de binarias de estrellas de neutrones, junto con sus contrapartes electromagnéticas. Tener una red de tres o más detectores no alineados también permitirá reconstruir mejor la señal de la fuente, y poderla comparar con diferentes modelos teóricos y aquí es donde está realmente la ciencia.

La sinfonía del universo está esperando ser escuchada y por fin disponemos de oídos para empezar a captarla.

Para saber más:

[1] P. Abbott et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration), “Observation of gravitational waves from a binary black hole merger”, Phys. Rev. Lett. 116, 061102 (2016).

[2]P. Abbott et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration), “GW151226: Observation of gravitational waves from a 22-solar mass binary black hole coalescence”, Phys. Rev. Lett. 116, 241103 (2016).

[3]Resúmenes científicos de las publicaciones de LIGO en español: ligo.org/sp/science/outreach.php

 

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