La astronomía óptica usando telescopios nació [el 26 de julio del año 1609 cuando el inglés Thomas Harriot miró la Luna con un telescopio, y dibujó sus montañas y sus llanuras (los cráteres). Unos meses más tarde Galileo Galilei confirmó sus observaciones y, además, observó que Saturno tenía “orejas” (sus famosos anillos), que Júpiter tenía lunas (los satélites galileanos) y que Venus tenía fases como la Luna. La astronomía de ondas gravitacionales ha nacido este año con el evento astrofísico más violento jamás observado por la humanidad.
Imaginen dos agujeros negros con una diámetro de unos 200 km [190 km y 160 km], separados unos 1000 km, moviéndose uno respecto al otro cada al 20% de la velocidad de la luz, emitiendo ondas gravitacionales y acercándose en espiral cada vez más rápido, hasta alcanzar el 50% de la velocidad de la luz, fusionándose en un cuerpo con dos lóbulos, el merger, que rota al 60% de la velocidad de luz, que vibra y se relaja dando lugar a un agujero negro final en rotación al 70% de la velocidad de la luz. Y lo más sorprendente es que toda la fusión duró apenas dos décimas de segundo.
El 14 de septiembre del año 2015 [a las 11:50:45 AM (hora local de Madrid)] los dos detectores gemelos de LIGO, el Observatorio de Ondas Gravitacionales por Interferometría Láser, en EEUU, observaron una onda gravitacional casi perfecta, de libro de texto. Dos agujeros negros de 35 y 30 masas solares se fusionaron para dar lugar a un agujero negro de 62 masas solares, emitiendo ondas gravitacionales con una energía equivalente a tres masas solares. Más energía gravitacional que la energía luminosa radiada por todas las estrellas del universo visible en esas dos décimas de segundo.
Pero no hay uno sin dos. El 26 de diciembre de 2015, se observó el nacimiento de un segundo agujero negro. Dos agujeros negros en rotación de unas 14 y 8 masas solares se fusionaron para dar lugar a un agujero negro de unas 21 masas solares emitiendo casi 1 masa solar en ondas gravitacionales.
En este caso la onda gravitacional se observó durante un segundo entero, es decir, durante muchos ciclos del movimiento espiral de estos dos agujeros negros y de la rotación del merger. [Con una diámetro de unos 80 y 40 km, se fusionaron en un agujero negro de unos 110 km de diámetro].
Estas dos ondas gravitacionales han sido observadas con más de 5 sigmas de confianza estadística en la primera temporada de toma de datos de LIGO entre el septiembre de 2015 y enero de 2016.
También se observó una señal candidata a fusión de agujeros negros, pero solo a 2 sigmas.
En la fusión de dos agujeros negros tenemos que estimar muchos parámetros. La masa y la velocidad angular de los dos agujeros negros que se fusionan, y del agujero negro final. El ángulo de sus tres ejes de giro y su orientación respecto a la Tierra. La distancia que separa ambos agujeros negros y la que separa el agujero negro final de la Tierra, así como su posición en nuestro cielo. Como muestra esta figura para esta última, usando los detectores de LIGO hay mucha incertidumbre en estos parámetros. Necesitamos más interferómetros.
En un par de meses se iniciará la segunda temporada de toma de datos de LIGO. Que estará acompañado del detector Virgo, cerca de Pisa, en Italia.
En 2018, durante la tercera temporada de LIGO se debería incorporar el detector KAGRA, en Japón.
En el año 2022 debería entrar en funcionamiento un tercer LIGO en la India.
La futura red de detectores de ondas gravitacionales por interferometría láser estará formada por tres LIGO con brazos de 4 km, y dos con brazos de 3 km, Virgo y KAGRA. [GEO600 tiene 600 metros y se usa para diseñar la metrología cuántica]. Gracias a esta red se reducirá mucho la incertidumbre en los parámetros de las fusiones de agujeros negros, de estrellas de neutrones, lo que permitirá realizar astronomía de ondas gravitacionales de precisión.
LIGO está formado por dos detectores gemelos, uno en Livingston (Luisiana) y otro en Hanford (Washington) separados unos 3000 km, o unos diez milisegundos luz.
Habrán leído que las dos ondas gravitacionales observadas han acortado y alargado los brazos de 4 km de LIGO una distancia minúscula, mil veces menor que el radio de un protón. Parece imposible medir algo así de pequeño y, de hecho, lo es. Porque los detectores de LIGO son interferómetros de Fabry–Perot, que se comportan como relojes, no miden distancias como una regla.
Cada brazo tiene dos masas de prueba que actúan como espejos en los que rebota la luz haciendo tic, tac, tic, tac, … hasta 280 veces.
El tamaño efectivo de los brazos es de 1120 km y los fotones de la luz tarda 4 milisegundos en recorrer esa distancia. La luz se recombina y se dirige hacia un fotodetector que compara los instantes de llegada de los fotones usando una técnica de metrología cuántica con luz comprimida detectar las ondas gravitacionales.
Las masas de prueba de LIGO son dos cilindros de 40 kg y 34 cm de diámetro, pulidos con una precisión nanométrica. Las masas de prueba están suspendidas en péndulos cuádruples acoplados a actuadores electromagnéticos que se usan como sistema de aislamiento sísmico. Además, los brazos de 4 km de LIGO son cámaras de ultravacío, con10 mil metros cúbicos de ultravacío, sólo superados por los 15 mil metros cúbicos de los tubos de protones del LHC en el CERN. Los detectores de LIGO son todo un alarde técnico.
Y gracias a ellos hemos podido observar la solución de tipo pantalón para la fusión de dos agujeros negros. Las perneras del pantalón son los agujeros negros que giran en espiral como si estuvieran bailando. La entrepierna es el merger, la fuente principal de ondas gravitacionales durante la fusión. Y la cintura del pantalón es el agujero negro naciente. [La figura y los detalles en Jonathan Thornburg, “Event and Apparent Horizon Finders for 3+1 Numerical Relativity,” Living Reviews in Relativity 10: 3 (2007), http://www.livingreviews.org/lrr-2007-3].
¿Cómo es posible que la fusión emita ondas gravitacionales con una energía de 3 masas solares? La clave es el agujero anular negro en la entrepierna del pantalón. Los horizontes de sucesos de los agujeros negros en rotación se deforman como si fueran lágrimas hasta que se tocan.
En ese momento aparece un anillo negro, un horizonte de sucesos con topología no trivial. Una solución muy inestable que se desaparece en milésimas de segundo emitiendo unas 2,5 masas solares en energía gravitacional. [La figura y los detalles en Jeffrey Winicour, “Characteristic Evolution and Matching,” Living Reviews in Relativity 8: 10 (2005), doi: 10.12942/lrr-2005-10, arXiv:gr-qc/0508097.
Esta figura muestra una simulación numérica mediante superordenador del merger de la fusión de agujeros negros observada en septiembre del año pasado. Entre estos dos horizontes de sucesos deformados como si fueran globos aparece un anillo negro, muy inestable.
Como podemos ver el merger que emite casi todas las ondas gravitacionales no es un agujero, ni se le parece. [La figura y los detalles en Andy Bohn, Lawrence E. Kidder, Saul A. Teukolsky, “Toroidal Horizons in Binary Black Hole Mergers,” Physical Review D 94: 064009 (02 Sep 2016), doi: 10.1103/PhysRevD.94.064009, arXiv:1606.00436 [gr-qc]].
Permítanme una predicción.
Los padres de LIGO y de la detección de ondas gravitacionales por interferometría láser, Weiss, Thorne y Drever recibirán el premio Nobel de Física en el 2017.
Por cierto, LIGO también ha descubierto los primeros agujeros negros de masa estelar superior a 20 masas solares.
Naukas.
Naukas.
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