La nueva astronomía de ondas gravitacionales

p9aEl pasado 3 de octubre se anunció que Rainer Weiss, Barry C. Barish y Kip S. Thorne recibirían el Premio Nobel de Física por sus contribuciones al desarrollo de la tecnología de los detectores de ondas gravitaciones, lo que representa un inmenso avance para la exploración del universo.

Esta nueva época comenzó en 2015, el 14 de septiembre, cuando fue detectada la primera onda gravitacional por la colaboración LIGO (Laser Interferometer Gravitational Observatory), se le nombró GW150914.  Esto coincidió con el centenario de la Teoría General de la Relatividad. Einstein resolvió que deberían existir las ondas gravitacionales como resultado de fluctuaciones violentas del espacio tiempo. Las ondas gravitacionales se propagan de manera libre a la velocidad de la luz, transportan energía e información del lugar donde fueron producidas.

En 1993, el Premio Nobel de Física se lo otorgaron a Russell Hulse y Joe Taylor por la primera detección indirecta de ondas gravitaciones en el pulsar binario (dos estrellas de neutrones) PSR B1913+16. Al analizar la evolución de este sistema se observó que las estrellas se acercaban, induciendo una pérdida de energía que debería haberse removido del sistema en forma de onda gravitacional.

GW150914 se debió a la colisión de dos agujeros negros de masas intermedias. De este tipo de agujeros negros los astrónomos saben muy poco, se desconoce cómo se forman y qué papel juegan en la evolución de las galaxias que los albergan. Se llegó a pensar que GW150914 era un error, que era una señal falsa resultado de algún mal funcionamiento dentro de LIGO. Sin embargo, luego de una revisión cuidadosa, se emitió el anuncio oficial hasta 2016. Pero en diciembre LIGO ya tenía otro evento, GW151226, que también se asoció a la colisión de agujeros negros. Siguieron los eventos GW170104 y GW170814, en enero y agosto de 2017.

p9bLa expectación crecía, a ninguno de estos cuatro eventos se les había encontrado contraparte electromagnética, es decir luz. Resultaba extraño que solo se estuvieran detectando colisiones de agujeros negros porque las colisiones de estrellas neutrones deberían ser más comunes.  El problema se hacía más difícil porque las regiones probables en que se producían las fuentes detectadas por LIGO, eran muy grandes, en algunas ocasiones la esperanza de poder detectar alguna contraparte se perdía. No tuvo que pasar mucho tiempo para que la situación cambiara. Se une un tercer observatorio de ondas gravitaciones en Europa, a esta colaboración le llaman VIRGO, entró en operación en Italia. Con los dos interferómetros, LIGO y VIRGO, se reducía el tamaño de las zonas probables para la ubicación de las fuentes de ondas gravitacionales. GW170817 es el evento inaugural de la astronomía de ondas gravitaciones.

El 17 de agosto de 2017, los interferómetros de LIGO detectan un nuevo tipo de señal, esta vez la onda gravitacional generada correspondía a la colisión de dos estrellas de neutrones, estrellas de material muy denso, pero de materia como la que conocemos, por lo que la colisión debería producir luz. Menos de dos segundos después, el observatorio espacial de rayos gamma Fermi, detecta un brote de rayos gamma en el hemisferio austral. La combinación de estos dos telescopios fue decisiva, ya se tenía una fuente que emitiría en todo el espectro electromagnético, desde los rayos gamma hasta las ondas de radio. 70 telescopios en todo el mundo se unieron a la campaña de seguimiento de la fuente de GW170817, que fue identificada de la misma forma que las supernovas, pero a este tipo especial de supernovas, resultados de la colisión de estrellas de neutrones, se les llama kilonova.

Se encontró que la galaxia NGC 4993 que se encuentra a una distancia de 130 millones de años luz contenía la primera kilonova detectada simultáneamente como fuente de ondas gravitacionales y radiación electromagnética. La identificación de GW170817 con una kilonova resuelve de manera definitiva varios misterios. En primer lugar se establece que en las kilonovas se sintetiza el oro, el platino y muchos otros elementos pesados, incluyendo el uranio. En segundo lugar, se identifica a las kilonovas con los brotes de corta duración. Varios astrónomos mexicanos se unieron a las campañas de observación en los siguientes observatorios: el Gran Telescopio Canarias, el High Altitude Water Cerenkov Observatory, el Observatorio Astrofísico Guillermo Haro y el Observatorio Astronómico Nacional.

Pero en toda esta revolución en la exploración del cosmos, es justo preguntarnos cómo se han detectado las ondas gravitacionales y en qué principio están basados los detectores.

El instrumento básico de LIGO está basado en el invento de Albert Abraham Michelson en el año de 1881, es conocido en la literatura científica como el interferómetro de Michelson.

Históricamente, el fenómeno de interferencia de ondas de luz es importante en el establecimiento de la teoría ondulatoria de la luz, junto a otros fenómenos, como los de difracción y polarización. Matemáticamente, la interferencia s e expresa como la suma de dos ondas en términos de sus intensidades, apareciendo tres términos: dos de ellos corresponden a las intensidades de cada una de las ondas, más el producto de las intensidades de cada una de ellas, modulado por lo que se clasifica como el factor de interferencia. Bajo condiciones especiales, dos ondas pueden interferir de manera destructiva y generar oscuridad.

Dependiendo de su diseño y funcionamiento, los interferómetros tienen diferentes clasificaciones, que por ahora no se describirán en detalle. En el diagrama se muestra la disposición de los diferentes elementos que se utilizan en el Interferómetro de Michelson (IM), clasificado como de división del frente de onda. En el diagrama se muestra la trayectoria de las ondas-rayos, provenientes de la fuente de luz (F), alcanza a la placa divisora DH; produciendo una división de ondas que se dirigen a cada uno de los espejos, E1 y E2. La luz se refleja en cada uno de los espejos, regresando nuevamente a la placa divisora, recombinándose y produciendo la interferencia de las ondas reflejadas en un patrón de franjas, como el que se ilustra en la parte inferior del mismo diagrama.

Con esa estructura básica de su interferómetro, montado en una mesa de mercurio para darle estabilidad a la combinación de los haces reflejados, Michelson demostró la inexistencia del éter, entre los años 1881-87.

A nivel de laboratorios experimentales e instrumentos que emplean el interferómetro de Michelson, las distancias entre los espejos y la placa divisora son menores a 1 m, en general, y las fuentes de luz pueden ser láseres u otro tipo, según la aplicación. En el caso de LIGO, la estructura sencilla del interferómetro se mantiene, excepto que las distancias del divisor del haz a los espejos son de 1000 m. La fuente de luz usada es un láser. Los espejos no son planos, sino con un radio de curvatura de 1.9 km, para formar dentro del Interferómetro de Michelson una cavidad tipo del Interferómetro de Fabry-Perot. La calidad de los espejos constituye una proeza de tecnología pues tienen diferencias en sus formas menores a λ/1000, con λ la longitud de onda del láser utilizado.

La montura de los espejos es sorprendente por su “sencillez”, ya que están montados en una estructura basada en “ligas” de cuarzo, que mantienen su posición invariante a vibraciones. De igual manera la trayectoria de los frentes de onda (rayos) de luz se aíslan en unos tubos al vacío, a lo largo de sus trayectorias de un 1 km.

Otro hecho relevante de este equipamiento es que existen dos sistemas funcionando simultáneamente e instalados en los estados de Lousiana y Washington State, a una distancia entre ellos de 3 mil km. La idea de tener estos dos instrumentos es para verificar de forma simultánea la detección de ondas gravitacionales.

La astronomía de ondas gravitacionales está avanzado de gran manera, pronto otros interferómetros en Japón y la India se unirán a LIGO y VIRGO. La nueva ventana al universo ya está abierta.

 

 

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