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El Universo está hablando, LIGO está escuchando

Descargo:  Michael Zevin es uno de más de 1000 científicos en la colaboración LIGO-Virgo. Muchos miembros han estado trabajando por décadas para lograr este increíble descubrimiento científico. Doce manuscritos han sido escritos que acompañan aquel que se describe aquí y que contienen más resultados relevantes. Este astrobito sólo presenta algunas de las implicaciones de este descubrimiento. Más información aquí.

En 1916, un año después de formular la teoría de la relatividad general, Albert Einstein predijo que cualquier cuerpo en aceleración crea perturbaciones que se propagan por la tela del espacio-tiempo.  Sin embargo, Einstein mismo creyó que los intentos de detectar estas “ondas gravitacionales” serían en vano, ya que su efecto es minúsculo. Casi poéticamente, un siglo después de la predicción de Einstein, las ondas gravitacionales han sido detectadas por primera vez. El 14 de septiembre de 2015 se abrió una nueva ventana al Universo.

Detectando perturbaciones en el espacio-tiempo

A pesar de que las ondas gravitacionales son invisibles, tienen un efecto discernible sobre el espacio a través del cual viajan: generan contracciones y expansiones de las distancias entre los objetos. Este es el efecto en el que se basa el Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory (LIGO). Los detectores de LIGO en Livingston, Louisiana, y Hanford, Washington, usan la luz de láseres como cronómetro para medir este efecto. Los detectores son interferómetros de Michelson idénticos, emitiendo poderosos láseres a través de cavidades iguales de 4 km de longitud. Como la velocidad de la luz es constante, si la carrera a través de los dos brazos del interferómetros es un “empate”, eso significa que la longitud de los dos brazos es exactamente la misma. LIGO está armado de manera que la luz interfiere destructivamente en este caso, y ninguna señal es vista por los detectores.  Pero si uno de los brazos del interferómetro se alarga o se acorta, por ejemplo, debido a una onda gravitacional, la carrera ya no saldrá empatada. El rayo que viaja por el brazo más corto ganará e interferirá con el rayo que viene del rayo más largo, produciendo una señal.

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Figura 1. Un diagrama simplificado del detectors de Advanced LIGO. El diagrama insertado en la esquina superior izquierda muestra la ubicación y la orientación de los dos detectores de LIGO, indicando el tiempo de viaje de la luz entre los dos detectores. El diagrama arriba a la derecha muestra el ruido instrumental en el detector de Livingston (L1) y Hanford (H1). El ruido está dominado por actividad sísmica a bajas frecuencias y por ruido de Poisson a frecuencias altas. Las espigas pronunciadas son causadas por varias fuentes, como por ejemplo los armónicos de la grilla eléctrica y modos vibracionales del sistema de suspensión. Figure 3 del manuscrito que anuncia la detección.

La señal detectada por LIGO el 14 de septiembre, denominada GW150914, provino de la fusión de dos agujeros negros con masas de aproximadamente 36 y 29 veces la masa del Sol. Durante el segundo anterior a la fusión de estos dos gigantes, la energía liberada en ondas gravitacionales por el sistema fue 10 veces más grande que aquella emitida por todas las estrellas del Universo observable juntas. Sin embargo, dado que el espacio-tiempo es muy difícil de perturbar, y debido a que los agujeros negros se fusionaron a mil millones de años luz de distancia, aún un evento tan poderoso como aquel solo creó minúsculas perturbaciones en el espacio que ocupa la Tierra.

Susurros del Universo

La fuerza de las señales detectadas por LIGO está dada por una cantidad adimensional conocida como “tensión”, la cual esencialmente corresponde al cambio de longitud del brazo del interferómetro, dividido por la longitud original. LIGO puede detectar tensiones análogas a un cambio en la longitud un millón de veces menores que el tamaño de un protón comparadas con los 4 km de longitud del brazo del detector. Para proveer otra perspectiva de lo minúsculo del efecto, si la longitud de los brazos del interferómetro correspondiera a la distancia entre la Tierra y el Sol, de 150 millones de kilómetros, esta tensión correspondería al tamaño de un átomo de hidrógeno. Durante su duración de 0.2 segundos, GW150914 alcanzó una tensión máxima de 10-21.

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Figura 2. GW150914 observada por el detector en Hanford (izquierda) y en Livingston (derecha). La fila superior muestra la tensión medida por cada detector. La segunda fila muestra la tensión en la banda de 35-350 Hz  (quitando bajas y altas frecuencias), una forma de onda de relatividad numérica para un sistema consistente con los parámetros de GW150914 (línea sólida), y regiones de 90% de confianza para la reconstrucción independiente de las dos formas de onda (en gris). La tercera fila muestra el ruido residual luego de substraer la forma de onda del modelo numérico. La última fila muestra la tensión medida en el plano tiempo-frecuencia, con un distintivo “chirp” correspondiente a un incremento de la frecuencia con el tiempo. Figura 1 del manuscrito que anuncia la detección. 

Debido a que LIGO debe ser sensible a las minúsculas señales de las ondas gravitacionales, es también sensible a varios efectos instrumentales y del medio ambiente que constituyen una fuente de ruido. De hecho, los datos recabados por LIGO están inherentemente dominados por el ruido. Corroborar la coherencia de la señal en los dos detectores es el primer paso para empezar a pensar en una detección (las señales que provienen de fuentes astrofísicas deberían ser vistas por ambos detectores con una diferencia temporal equivalente al tiempo que tarda la luz en viajar entre ellos). Si las señales observadas son coherentes, se requieren técnicas sofisticadas de análisis de datos para encontrar la verdadera señal astrofísica entre todo el ruido.  Uno de los métodos usados es el de buscar señales genuinamente “fuertes”. Sin embargo, tratar de encontrar una onda gravitacional “fuerte” es como tratar de escuchar una conversación en particular en medio de una fiesta con mucho barullo – ayuda mucho si uno sabe cómo suena esa conversación que se está tratando de escuchar. Equipados con las ecuaciones de la relatividad general, es posible crear simulaciones de las “formas de onda” de miles de fusiones de sistemas binarios compactos. Estas formas de onda modelo son luego comparadas con los datos de LIGO como otra manera de buscar verdaderas señales astrofísicas. Ambas técnicas llevaron a la identificación de GW150914, y proveyeron un nivel de confianza de 5-sigma que es estándar en los descubrimientos científicos. Esto significa que la tasa a la cual una señal análoga a GW150914 es creada al azar por ruido es 1 vez cada 203,000 años.

Descifrando la señal

Comparando la forma de onda detectada por LIGO con aquellas obtenidas mediante simulaciones, fue posible determinar las propiedades del sistema binario de agujeros negros cuya fusión dio origen a la señal. La forma de onda de la fusión de agujeros negros binarios depende de 15 parámetros intrínsecos (e.g. spin, masa)  y extrínsecos (e.g. inclinación, posición en el cielo). Técnicas de análisis bayesiano como Markov Chain Monte Carlo permitieron estimar la masa de los agujeros negros en ~36 y ~29 masas solares, el redshift al cual la fusión ocurrió en 0.09, la masa del agujero negro resultante de la fusión en ~62 mases solares (las 3 restantes se pierden con la emisión de las ondas gravitacionales) y la posición en el cielo del evento.

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Figura 3. La ubicación estimada en el cielo de la fuente de las ondas gravitacionales.  Los distintos colores indican incrementos de 10% en la probabilidad de que GW150914 provenga de esa región. Nótese que no se espera ver luz proveniente de la fusión de dos agujeros negros.  Tomado de la  figura 4 del manuscrito: “Properties of the binary black hole merger GW150914”.

Además de tratarse de la primera detección directa de ondas gravitacionales, GW150914 acarrea muchas implicaciones astrofísicas. El evento provee la primera evidencia observacional de la existencia de sistemas binarios de agujeros negros y nos dice que su fusión es posible dentro del período correspondiente a la edad del Universo. GW150914 también constituye la primera evidencia de que los agujeros negros “pesados” realmente existen en la naturaleza; antes de este descubrimiento, solo había evidencia indirecta de agujeros negros de hasta ~20 veces la masa del Sol. Como un bonus, GW150914 proveyó un chequeo único de la centenaria teoría de Einstein (el cual fue superado con mucho éxito), y el primero en un régimen de gravedad fuerte.

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Figura 4. Imágenes de un modelo de relatividad numérica (arriba), la tensión predicha (centro) y la velocidad relativa y separación de los agujeros negros (abajo) para GW150914 como función del tiempo. Los objetos están tan cerca antes de fusionarse (lo cual se infiere de la forma de onda) que debe tratarse de agujeros negros. Figura 2 del manuscrito que anuncia la detección.

El descubrimiento de GW150914 se debe a resultados del primer mes de observación de LIGO en su nuevo estado avanzado. Las observaciones continuaron luego completando un total de 4 meses. Durante el primer mes, otra posible señal fue encontrada:  LVT151012. A pesar de que fue mucho más débil que GW150914 y no se dio en llamarla una “detección”, existe la posibilidad de que corresponda también a la fusión de dos agujeros negros. Considerando que GW150914 y LVT151012 ocurrieron durante el primer mes de observación, se puede derivar una tasa estimada para la fusión de similares sistemas binarios de agujeros negros, correspondiente a ~6-400 por gigapársec cúbico por año.

Durante casi toda la historia de la humanidad, la única manera en la que hemos estudiado el Universo es a través de la luz que nos llega a la Tierra. Este descubrimiento ha despertado un nuevo “sentido” para explorarlo, en cierta manera destapando nuestros oídos y dejándonos escuchar al cosmos por primera vez. Las ondas gravitacionales nos permitirán estudiar objetos, eventos y épocas que no son accesibles para la luz, como la fusión  de dos agujeros negros o el primer segundo después del Big Bang. Con un mayor numero de detecciones, se podría poner límites sobre la tasa a la que ocurren las fusiones de sistemas binarios compactos, aprender sobre sus medio ambientes y poner a prueba los modelos que predicen su formación. Más aún, cuando más detectores de ondas gravitacionales se unan a la red de LIGO (como Virgo avanzado más adelante en 2016), la triangulación entre los distintos detectores mejorará drásticamente la habilidad de localizar la fuente de ondas gravitacionales en el cielo, aumentando la probabilidad de detectar la emisión de luz acompañante de esos eventos. No hace falta decirlo, pero esta detección quedará en la historia como uno de los descubrimientos más importantes de la física moderna, ya que ha abierto una nueva puerta en la observación del Universo.

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