Ondas gravitacionales y Premio Nobel de Física 2017

Teófilo Vargas Físico de la Pontificia Universidad Católica del Perú
Ideele Revista Nº 277

Foto: El Confidencial.

Relatividad General

En el año 1905, Albert Einstein publicó la teoría de la relatividad especial. En ella estableció que las leyes de la naturaleza son las mismas para todos los observadores inerciales y que la velocidad de la luz es la misma para todo observador y además representa la velocidad límite finita para la transferencia de información. Esta teoría permitió establecer la famosa equivalencia entre masa y energía E=mc2 y también una nueva definición del espacio-tiempo que reemplazaría al tiempo absoluto de la física Newtoniana. Durante los siguientes diez años, Einstein se dedicó a buscar la manera de reconciliar la gravitación con la relatividad y este esfuerzo culminó a fines de 1915 con la teoría general de la relatividad, una nueva teoría de la gravitación completamente compatible con la relatividad. En esta nueva teoría, el espacio y tiempo absolutos de la gravedad newtoniana son remplazados por el espacio-tiempo curvo de cuatro dimensiones, donde la gravedad está íntimamente unida al espacio-tiempo a través de la geometría: en presencia de una fuente (masa o energía), el espacio-tiempo se "deforma", de modo que cualquier otra masa es capaz de percibir dicha deformación y se ve obligada a seguir trayectorias distintas a las que seguiría en un espacio sin deformar en ausencia de la fuente. Esto también significa que el tiempo se "deforma": el tiempo que mide nuestro reloj es diferente si estamos cerca o lejos de una fuente. Einstein, al conectar la gravedad con la geometría, cambió drásticamente el concepto de interacción gravitacional. La gravedad ya no es una fuerza como la percibía Newton, sino una deformación, distorsión o curvatura del espacio-tiempo que altera el movimiento de los objetos y las masas inmersas en él. Por tanto, la geometría del espacio-tiempo no es inmutable, es dinámico, algo que puede cambiar y se puede curvar y adaptar su curvatura en presencia de masas y energías (ver fig. 1). John Wheeler resumió esta relación entre gravedad y geometría al afirmar que “la materia le dice al espacio-tiempo como curvarse y el espacio-tiempo le dice a la materia como moverse”. Esta deformación del espacio-tiempo se puede comparar a la deformación de una tela elástica debido a la presencia de una masa o a cómo un colchón se hunde cuando una persona se sienta sobre él.

Ondas gravitacionales

En 1916, inmediatamente después de la publicación de la relatividad general y en 1918 de forma más clara y precisa, Einstein publicó otros dos artículos en el que mostró que las ecuaciones de la relatividad general implican la existencia de soluciones tipo onda. En estos dos artículos Einstein mostró que la aceleración de las masas genera campos gravitacionales dependientes del tiempo que se propagan desde sus fuentes a la velocidad de la luz como ondulaciones del espacio-tiempo.

Tales ondulaciones en la curvatura del espacio-tiempo se conocen como ondas gravitacionales. Así, la aceleración variable de los cuerpos masivos es fuente de una radiación gravitacional que se propaga en el vacío con la misma velocidad de la luz y que representan ondas en la curvatura del espacio-tiempo. A pesar de que las ecuaciones de la relatividad general son muy complejas (no lineales), cuando los campos gravitacionales son débiles estas son similares a las ecuaciones de Maxwell para campos electromagnéticos.Utilizando esta similitud, Einstein encontró que sus ecuaciones predecían la existencia de ondas gravitacionales del mismo modo en que las ondas electromagnéticas son soluciones de las ecuaciones de Maxwell.Es importante recordar que en 1873, el físico escocés James Clerck Maxwell predijo la existencia de las ondas electromagnéticas a partir de unestudio teórico del movimiento acelerado de partículas eléctricamente cargadas. Según su teoría, estas cargas aceleradas generan ondas formadas porcampos eléctricos y magnéticos que una vez producidas siguen propagándose independientemente de las cargas o corrientes que las originaron.

Los físicos del siglo XIX se convencieron de que las ondas electromagnéticas de Maxwell realmente existían cuando el físico alemán H. Hertz las produjo en su laboratorio y las detectó en 1887, generando un interés por las ondas electromagnéticas que culminaría en 1895 con la invención de la radio por el ingeniero italiano G. Marconi. Esta historia de producción y detección de las ondas electromagnéticas podría haberse repetido con la radiación gravitacional si la interacción gravitacional no fuese tan débil comparada al resto de interacciones fundamentales. Esta debilidad relativa de la gravedad se hace evidente al comparar las interacciones eléctricas y gravitacionales entre dos protones: la repulsión electrostática es veces mayor que la atracción gravitacional. Los cálculos realizados en la primera mitad del siglo XX mostraban que, de existir, las intensidades de las ondas gravitacionales eran tan débiles que resultaba imposible producir estas ondas y detectarlas con la tecnología de la época y por ello ningún experimentador se interesó en la idea de repetir el experimento de Hertz en condiciones de laboratorio para las ondas gravitacionales. Esta incertidumbre en la detección iba acompañada de décadas de discusión para decidir si las ondas eran reales o si eran un simple artefacto matemático. Se dice que el famoso astrónomo Arthur Eddington no creía en las ondas gravitacionales y declaró en una ocasión que éstas “se propagan a la velocidad del pensamiento”. Esta controversia terminó en la década de los 60, cuando se demostró teóricamente que las ondas gravitacionales no solo cargan energía, sino también cantidad de movimiento y momento angular, y por lo tanto no podían ser un simple artefacto matemático.

Si en las condiciones de laboratorio las fuentes son pequeñas y generan ondas gravitacionales tan débiles, entonces, ¿dónde buscarlas? La respuesta es simple: en el exterior, el Cosmos. De hecho, las masas de planetas y estrellas son muchos órdenes de magnitud mayores que las masas que un experimentador puede "ubicar" en su laboratorio en Tierra. Probablemente el primero que generó interés sobre la posibilidad de "usar" fuentes astrofísicas para ondas gravitacionales fue el físico soviético V.A. Fock. En 1948, él calculó la magnitud de la potencia de la radiación gravitacional que surge cuando el planeta Júpiter gira alrededor del Sol y sus resultados indicaron que este valor no era tan pequeño como se había pensado previamente. Este y otros trabajos de otros investigadores iniciaron una amplia búsqueda de las fuentes cósmicas más diversas de radiación gravitacional. Los candidatos ideales son los objetos compactos como estrellas de neutrones o agujeros negros ya que son sistemas en los que hay mucha energía concentrada en una pequeña región del espacio-tiempo y en consecuencia modifican drásticamente la geometría en torno a ellos. Si la fuente está compuesta por dos de estos objetos compactos (binarios) orbitando uno alrededor del otro, la deformación en las inmediaciones de uno y la de las inmediaciones del otro se perturbarán, y por tanto el espacio-tiempo circundante empieza a sentir ondulaciones que se propagan en todas direcciones desde la región en la que están orbitándose los objetos compactos (ver. Fig. 3). Esto lleva a que el sistema binario pierda energía en la generación de estas ondulaciones u ondas gravitacionales, los objetos se acercan y la órbita se hace más pequeña y con ello los objetos girarán más rápido uno alrededor del otro, lo que a su vez genera ondas gravitacionales cada vez más intensas, y finalmente el proceso termina en la fusión de los objetos compactos.

A manera de ilustración, la generación de las ondas gravitacionales y su propagación en el espacio-tiempo se puede comparar con la producción de las ondas debido a la caída de una piedra sobre el agua en un estanque. A parte de las dos fuentes ya mencionados, existen otros candidatos para las fuentes de ondas gravitacionales: estrella de neutrones irregulares con pequeñas montañas o protuberancias de 10 cm, la explosión de supernova cuando la masa es expulsada de forma no esféricamente simétrica, evolución temprana del universo o el propio Big Bangque produciría las ondas gravitacionales de carácter estocástico, y en general, cualquier sistema astrofísico acelerado con simetría no esférico o con simetría cilíndrica.

Detección de ondas gravitacionales

Ya mencionamos que la gravedad es una distorsión en la geometría del espacio-tiempo, es decir, altera no solo las distancias entre los objetos, sino también tiempos, áreas y volúmenes. Las ondas gravitacionales son oscilaciones del propio espacio-tiempo, de forma tal que es todo el espacio-tiempo el que oscila, se comprime y se expande. La principal característica de estas ondas es que vibran en dirección perpendicular a la de propagación y las vibraciones son oscilaciones en direcciones también perpendiculares, y cuando interactúa con la materia  comprime a los objetos en una dirección y lo estira en la otra dirección perpendicular.Si consideramos un anillo circular de partículas que se encuentran en un plano ortogonal a la dirección de propagación de las ondas, el efecto será poner a oscilar al anillo alargándolo en una dirección y comprimiéndolo en otra dirección ortogonal de manera alternada.En general la radiación gravitacional tiene dos estados de polarización que se denotan por h+ y hX(ver fig. 4).La historia de la detección de ondas gravitacionales se inició a mediados de 1960 con el físico norteamericano J. Webber en la Universidad de Maryland, donde se construyó el primer detector de barras: una barra cilíndrica de aluminio de un metro y medio de largo, 60 centímetros de diámetro, una tonelada de peso, que funcionaba a temperatura ambiente con una frecuencia de resonancia de aproximadamente 1600 Hz, y este primer prototipo tenía una sensibilidad moderada de alrededor 10-14 metros. Weber fabricó dos barras iguales y colocó una en Maryland y otra en Chicago, a unos mil kilómetros de distancia. Con esta precaución se aseguraba de no confundir el ruidosísmico con una onda gravitacional: si las dos barras detectaban algo al mismo tiempo, seguramente sería una onda gravitacional.

A pesar de esta baja sensibilidad, a mediados de 1960 Webber anunció la detección y los otros científicos se pusieron inmediatamente a construir y desarrollar detectores de barras para comprobar los resultados de Weber. Desgraciadamente, para Webber y para la idea de que las ondas gravitatorias eran fáciles de detectar, ninguno de los otros grupos confirmó las observaciones, a pesar de que tenían barras superiores a las de Weber, mejor aisladas y más frías. Es por ello que a mediados de 1970, aun cuando los grupos estaban convencidos de que Weber no había detectado ondas gravitacionales, todos estaban igualmente convencidos de que Weber tenía razón al pensar que era posible detectarlas, ya que los cálculos teóricos mostraban que las señales serían demasiado débiles para que se pudieran detectar con estos detectores. Entonces algunos grupos decidieron continuar el camino de Weber y construir barras resonantes aún mejores, y otros decidieron desarrollar el interferómetro, ya que la sensibilidad típica de estos detectores era aún mayores que la sensibilidad de los detectores de barra.

Interferometría Láser y LIGO

Como ya se mencionó, otro método para medir el cambio en las distancias es utilizando un interferómetro. Este instrumento, llamado interferómetro de Michelson se conoce desde hace tiempo como un instrumento extremadamente sensible para medir los cambios de longitud. Su principio se basa en la siguiente observación: si dos olas del mar chocan, al encontrarse sus crestas se suman, produciendo una ola más grande; pero si se encuentra una cresta con un valle, se anulan y no se obtiene nada. En general las ondas, en lugar de colisionar interfieren. Si dos ondas se encuentran con la máxima amplitud los efectos se suman, hay mayor intensidady se llama interferencia constructiva. Si las dos ondas llegan con una en su máximo y la otra en su mínimo, entonces se contrarrestan y se llama interferencia destructiva. La luz es una onda y produce interferencias. Si separamos un rayo de luz en dos, los enviamos en direcciones perpendiculares, los reflejamos de vuelta, y los volvemos a combinar, los dos rayos interfieren de forma constructiva o destructiva. Durante la interferencia constructiva, los dos haces están en fase y producen una franja brillante, mientras que, durante la interferencia destructiva, los haces están desfasados y genera una franja oscura. El patrón de estas franjas brillantes y oscuras depende de las distanciasde los brazos que haya recorrido la luz.

En 1962, inmediatamente después de la invención del láser, los físicos soviéticos M.E. Gertsenshtein y V.I. Pustovoit propusieron la idea de usar el interferómetro de Michelson para observar ondas gravitacionales: remplazar los espejos pequeños y fijos separados por una pequeña distancia por los espejos masivos suspendidos libremente como masas de prueba y separados por 10 metros de distancia. Esta idea renació gracias alos trabajos teóricos y experimentales de los físicos norteamericanos Robert L. Forward en 1971 y Rainer Weissen MIT en 1972. Weiss de forma paralela e independiente no solo desarrolló la idea sino también estudió en detalle todas las fuentes de ruido y concibió formas de tratar con cada una de ellas, yen 1974 solicitó a la NSF financiación para construir un prototipo con brazos de 9 metros, y el físico alemán Heinz Billingen Garchinghabía desarrollado uno con brazos de 3 metros, y el físico escoces Ronald Dreveren Glasgow había construido uno con brazos de 1 metro. De otro lado, unos cálculos sencillos mostraban que para detectar las débiles ondas gravitacionales hacían falta interferómetros con longitudes de varios kilómetros.

En 1968, el físico teórico  norteamericano Kip Thorneen Caltechcreó un grupo de investigación que trabajaba en la teoría de ondas gravitacionales y sus fuentes astrofísicas. A finales de la década de 1970, Thorne ya reconocido y respetado dentro de la comunidad científica que trabajaba en astrofísica relativista y gravitación, creó un grupo experimental de ondas gravitacionales en Caltech, dirigido por Drever. Con los estudios  que demostraban la viabilidad de los interferómetros largos y con los éxitos mostrados por los prototipos de MIT, Caltech,Garching y Glasgow, en 1984 Caltech y el MIT firmaron un acuerdo para la creación, el diseño conjunto y la construcción de LIGO que  vienede Laser InterferometryGravitational-Wave Observatory (observatorio de ondas gravitacionales por interferometría láser), con sede administrativa en Caltech, y con el liderazgo conjunto de Drever, Weiss y Thorne.En 1990 el proyecto LIGO recibió 300 millones de dólares de la NSF para la construcción de dos interferómetros gemelos con brazos de 4 km en Hanford, cerca de Richland en el Estado de Washington, y Livingston, en el Estado de Louisiana, separados por 3002 km. Esta primera parte fue llamado LIGO inicial (iLIGO) y comenzaron a operar en 2002. A finales de la década de 2000, comenzaron las actualizaciones para convertir iLIGO en LIGO avanzado (aLIGO) y comenzó a operar en 2015 con una sensibilidad de aproximadamente 3 o 4 veces mayor que la de iLIGO, lo que finalmente produjo las 6 detecciones hasta el momento.

La configuración del interferómetro LIGO se muestra en la (fig. 5). Es un proyecto de ingeniería altamente complejo, en forma de L,cada uno de los brazos mide cuatro kilómetros, los espejos de la más alta calidad pesan unos 40 kilogramos y cuelgan de un complejo sistema de suspensión que amortigua las vibraciones generadas por otras fuentes.Los brazos están formados por un sistema de túneles con tubos al vacío para evitar que el aire absorba la luz, por los cuales discurren potentes rayos láser que rebotan en espejos e interfieren al cruzarse. En la misma figuravemos que para medir la longitud relativa de los brazos, un haz de luz láser es separado en dos en la intersección de los dos brazos. La mitad de la luz del láser se transmite a un brazo mientras que la segunda mitad se desvía al segundo brazo.  Cerca del divisor de rayos y al final de cada brazo se encuentran los espejos suspendidos como péndulos. La luz láser dentro de cada brazo rebota una y otra vez en los espejos (cavidad de Fabry-Perot) y, finalmente, regresa a la intersección, donde interfiere con la luz del otro brazo. Si las longitudes de los brazos no han cambiado, entonces las ondas de luz, al combinarse, interfieren destructivamente y no se observará nada de luz en la salida del detector. Sin embargo, cuando pasa una onda gravitacionalno solo estirara un brazo y comprimiera el otro, sino también hace lo mismo con la longitud de onda de la luz láser que circula por ellos, la luz viaja distancias diferentes, por lo que los dos haces de luz se desfasan, produciendo patrones de luz en la salida del detector. Por ello, el instrumento no funciona como una regla de medir distancias, sino como un cronómetro que mide los cambios en el patrón de interferencia debido a las pequeñas diferencias en el tiempo que tarda el láser en propagarse en cada brazo. Justamente en estos cambios en el patrón de interferencia está codificada la medida de la onda gravitacional y su fuente, pues cada proceso físico produce ondas gravitacionales características y muy distintas entre sí. Dado que las masas de prueba (los espejos) simplemente siguen el patrón de onda gravitacional que pasa, se espera que estos dispositivos rastreen con precisión la forma de esta onda. En la (fig. 6) se ve uno de los observatorios LIGO.

Detección Directa de las Ondas gravitacionales

La primera evidencia indirecta de la emisión de ondas gravitacionales fue demostrada por los astrofísicos norteamericanos J. Taylor y R. Hulse, quienes en 1974 descubrieron el primer sistema binario compuesto por un par de estrellas de neutrones, denominado pulsar binario PSR-B1913+16, orbitando una alrededor de la otra en estrecha relación. Ya sabemos que el sistema binario pierde energía en la generación de ondas gravitacionales y esto genera una disminución de la energía orbital del sistema, lo que origina una ligera reducción del tamaño de la órbita con la consiguiente disminución del tiempo necesario para que el púlsar describa una revolución en torno a su compañera. Hulse y Taylor midieron la variación del periodo en el púlsar binario y encontraron que su disminución de periodo coincidía con lo predicho por la Relatividad General (ver fig. 7), donde la línea continua de color celeste corresponde a la predicción teórica de la disminución de energía que sufre el púlsar binario si irradia ondas gravitacionales, los puntos discretos sobre la curva corresponden a la órbita del pulsar observado a lo largo del tiempo y la línea horizontal seria si no hay emisión de ondas gravitacionales. Por este trabajo los investigadores recibieron el Premio Nobel de Física en 1993. 

Luego de cinco décadas de intensa búsqueda, en particular a partir de 2002 con la puesta en marcha del proyecto iLIGO y casi 100 años después de que Einstein propusiera por primera vez la existencia de estasondas, el 14 de septiembre de 2015 se detectaronuna señal coincidente GW150914 (Fig. 8), primero en el detector en Livingston (color azul) y 7 milisegundos después en el de Hanford (color naranja) a 3.002 kilómetros de distancia, y en cuestión de minutos, el sistema automático estaba enviando correos electrónicos al equipo de la operación informándoles de una posible detección.El experimento aLIGO aún no estaba oficialmente en modo operativo. El personal técnico del detector quería hacer algunas comprobaciones de puesta en marcha opcionales con la expectativa de que las operaciones comenzarían tres días después, el 18 de septiembre. Por ello se pensó que tal vez el evento podría haber sido un evento falso intencional inyectado en el flujo de datos como un medio para determinar si el equipo, el software e incluso los analizadores podían identificar una señal prometedora y extraer los parámetros adecuados de la medición. Los encargados experimentales lo habían hecho en el pasado y la colaboración había pasado con gran éxito. ¿Tal vez esta fue solo una última revisión antes de que el detector fuera entregado a los observadores? El grupo experimental negó cualquier participación y el software que permitía la inyección de señal falsa no funcionaba cuando se había observado la señal candidata.

La vibración patrón existió por 0.2 segundos. Tenía alrededor de ocho oscilaciones con frecuencia y amplitud crecientes, que van desde 35 a 250 Hz. Estas frecuencias están en el rango audible y los investigadores comenzaron a llamarlo "chirrido". Los datos desde el 12 de septiembre hasta el 20 de octubre se analizaron para detectar eventos similares y establecer un fondo estadístico para medir la importancia de cualquier detección, y no se observaron señales adicionales. Entonces, ¿qué se observó? La primera señal inequívoca de la fusión de dos agujeros negros a una distancia de 1.3 billones de luz años desde la Tierra, esta onda gravitacional ha estado viajando hacia nosotros durante 1.3 billones de años. Esto fue antes de que se formara la vida animal en la Tierra, pero después de que se formó la vida multicelular. Un agujero negro con una masa de 36 veces la del sol se fusionó con otro agujero negro con una masa de 29 masas solares, dando como resultado un único agujero negro con rotación de una masa combinada de 62 masas solares en vez de 65 que es la suma. ¿Qué pasó con el déficit de masa? Como ya mencionamos, de acuerdo con la relatividad general, un par de agujeros negros que orbitan entre sí pierden energía a través de la emisión de ondas gravitacionales.

La primera etapa del agujero negro binario dura mucho tiempo (miles de millones de años), durante esta fase se observa una órbita que se va encogiendo gradualmente, y como se encuentran bien distanciados entre ellosy orbitan relativamente despacio, las ondas gravitacionales emitidas son bien débiles. Mas estas ondas extraen energía del sistema y el binario pasa a una órbita con un radio más pequeño  y una frecuencia orbital más alta. Además de la reducción de las órbitas, se pierde el momento angular del sistema debido a las interacciones con otra materia presente, como estrellas. Mientras las órbitas se encogen en forma de una espiral, tanto la velocidad de los agujeros negros como la emisión de ondas gravitacionales se incrementan. Esto es seguido por una órbita descendente en la que los dos agujeros negros colisionan entre sí a velocidades cercanas a de la luz, seguido por la fusión en una sola remanente, convirtiendo alrededor de 3 masas solares que faltaba del binario en energía de acuerdo con la fórmula de Einstein (E=mc2). Esta energía se emitió como el más fuerte estallido de ondas gravitacionales en el transcurso de aproximadamente 0,2 segundos durante este proceso.

Inmediatamente después de fusionarse, el único agujero negro remanente comenzará a vibrar de una forma esferoide alargado distorsionado a una esfera deformada. Esta vibración se amortigua por la emisión de ondas gravitacionales, las distorsiones de la forma esférica se reducen rápidamente hasta una esfera estable final, con una posible ligera distorsión debido a la rotación restante. La vibración del agujero negro remanente se puede comparar con la vibración de la gota final después de la unión de 2 gotas de agua.

Cuando los agujeros negros se acercan lo suficiente, las velocidades son relativistas y la gravedad es fuerte, las técnicas analíticas de perturbación y aproximación (post-Newtonianas) fallan, y durante la fusión aparece la dinámica no lineal completa de la relatividad general en todo su esplendor y la relatividad numérica debe ser usada. El uso de los ajustes a simulaciones numéricas de fusiones de agujeros negros binarios proporciona estimaciones de la masa, el spin del agujero negro final, la energía total radiada en ondas gravitacionales y la luminosidad máximade ondas gravitacionales.

Incluso los fenómenos astrofísicos más intensos en el universo, debido a las enormes distancias entre la Tierra y el origen de las ondas, producen los cambios de longitud microscópicas en el detector LIGO: una distorsión del orden de 10-18 metros, lo cual equivale a mil veces menor que el diámetro de un protón. Esta variación en la longitud de los brazos da como resultado el registro de pequeños cambios en el patrón de interferencia. Debido a que la longitud de los brazos del interferómetro es de 4 kilómetros, el LIGO está midiendo cambios en la longitud que son aproximadamente una parte en 1021. Para dar una sensación de escala, eso es como medir la distancia de la Tierra a la estrella más cercana (AlphaCentauri) con una precisión mejor que el ancho del cabello humano más fino.

¿En qué dirección está localizado la fuente de estas ondas? Operar con una red de dos o más detectores permite, por triangulación, identificar la dirección del cielo desde la que llega la onda. Con solo las dos observatorios de LIGO, la dirección general es el hemisferio sur en la dirección aproximada de las nubes de Magallanes. Cuanto más número de detectores se tenga, más preciso será la localización de la fuente.

La detección de GW150914 está firmado por científicos de los observatorios LIGO y Virgo. Además, contribuyeron más de mil autores que representan a 133 instituciones de más de 20 países. El detector Virgo es un interferómetro  con brazos de 3 kilómetros ubicado cerca de Pisa en Italia.La segunda detección de las ondas gravitacionalesfue anunciada el 15 de junio de 2016 por las colaboraciones LIGO y Virgo. Las señales de ondas gravitacionales fueron observadas por los observatorios gemelos de LIGO el 26 de diciembre de 2015 y fue bautizado como GW151226. La fuente de estas ondas fue la fusión de dos agujeros negros a unos 1.4 billones de años luz de distancia; esta vez un agujero negro con una masa de 14.2 veces la del sol se fusionó con otroagujero negro de masa 7.5 masas solares, lo que dio como resultado un objeto final con una masa de 20.8 veces la del sol en vez de 21.8. La masa que faltaba,que era de una masa solar, se convirtió en energía de ondas gravitacionales en el transcurso de aproximadamente 1 segundo.

La tercera detección de estas ondas debido a la fusión de agujero negro binario, fueron observadas por los observatorios gemelos de LIGO el 4 de enero de 2017, bautizado como GW170104; su principal característica es que es la más lejana hasta ahora detectada: 3 billones de años luz de distancia. La quinta detección es único y espectacular ya que es la primera observación de ondas gravitacionales debido a la fusión de una estrella de neutrones binario. La principal característica de esta fusión es que iba acompañado de emisión electromagnética y se observó en múltiples bandas de longitud de onda. Esto ocurrió el 17 de agosto de 2017, llamada como GW170817 y representa la primera vez que se observó un evento cósmico con ondas gravitacionales y luz; este evento marca el inicio de la era de la astronomía multimensajera y también explica la formación de elementos pesados como el oro, cuyoesclarecimiento lo dejamos para la próxima vez.La sexta detección es GW170608, también debido a la fusión de agujeros negros binarios de 12 y 7 masas solares a una distancia de mil millones de años luz de la Tierra, para producir un remanente de 18 masas solares. Una masa solar que falta, como ya sabemos, es la que fue emitida en forma de ondas gravitacionales.Su principal característica: trata de los dos agujeros negros más pequeños cuya fusión se haya detectado hasta la fecha.La (fig. 10) muestra la distribución de las masas de la fusión de agujeros negros y estrellas de neutrones.

Entonces, ¿cuáles son las implicaciones de estas observaciones? Es la observación directa de las ondas gravitacionales, la detección confirma la existencia de los agujeros negros y la fusión entre ellos confirmando las predicciones teóricas; es la primera observación de la fusión de 2 estrellas de neutrones, confirma que los modelos teóricos funcionan muy bien y confirma que las ondas gravitacionales se propagan a la velocidad de la luz. France Córdova, directora de la Fundación Nacional de Ciencias de Estados Unidos (NCF) que financió el proyecto, compara la detección al avance logrado por Galileo hace 400 años con el telescopio, por las posibilidades que ofrece. Cada vez que un nuevo tipo de telescopio se ha inventado (infrarrojos, ondas de radio, rayos X, rayos gamma, etc.), se ha aprendiendo algo profundo, fundamental y completamente inesperado sobre el cosmos. Por ello, la astronomía de ondas gravitacionales es una ventana totalmente nueva y única para entender el universo.

El Premio Nobel de Física 2017

El Premio Nobel de Física 2017 reconoce el trabajo realizado por la colaboración LIGO, su éxito en la detección de ondas gravitacionales y la inauguración de un nuevo campo de la astrofísica y la cosmología, galardonando a Kip Thorne y RainerWeiss, dos de las personas que propusieron el experimento, y a Barry Barish, director y líder que condujo el proyecto a su culminación.La contribución del trío fue fundamental. R. Weiss estableció la estrategia necesaria para hacer la detección, K. Thorne hizo gran parte del trabajo teórico detrás de la búsqueda y B. Barish, quien asumió como segundo director de Ligo en 1994, fue clave para transformar LIGO de una colaboración MIT/Caltech a un proyecto internacional. Su gran aporte fue dividir el proyecto en dos fases, un LIGO Inicial para verificar la tecnología y un LIGO Avanzado para realizar las primeras observaciones y culminó con la primera detección directa de ondas gravitacionales en septiembre de 2015.

 


Referencias:

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