Antenas gravitacionales

Desde que Einstein concibió su teoría de la relatividad general, la fuerza de la gravitación se ha interpretado como el resultado de una distorsión del espacio-tiempo. Esta teoría también establece que tales deformaciones, si varían con el tiempo, pueden extenderse en forma de ondas, calificadas como gravitacionales. Destacarlos es un gran desafío que los físicos y astrofísicos han estado tratando de enfrentar durante mucho tiempo. ¿Se concederán pronto sus deseos? ? Es posible.

Durante los últimos sesenta años, los científicos han tratado de determinar, utilizando la teoría general de la relatividad, los diferentes tipos de cataclismos cósmicos capaces de producir ondas gravitacionales bastante intensas. Estos eventos violentos, los telescopios espaciales los observan hoy en luz visible, rayos X o rayos gamma. Pero cómo detectar sus sacudidas gravitacionales ? Con este fin, han aparecido varias generaciones de instrumentos durante más de 30 años, desde prototipos hasta antenas reales.

Los primeros intentos de detectar ondas gravitacionales fueron los de Joseph Weber, de la Universidad de Maryland, desde fines de la década de 1960. La idea consistía en usar masas sólidas (grandes barras de aluminio) suspendidas, que, cuando llegaban las ondas gravitacionales, entrarían en vibración resonante.

Sin embargo, las estimaciones teóricas de la intensidad de las señales que probablemente lleguen a la Tierra rápidamente mostraron que, si uno quería continuar en el camino inaugurado por Weber, era necesario enfriar el sistema a muy baja temperatura y desarrollar mucho más sensible sensores de desplazamiento. Todavía hay tales sistemas en funcionamiento en Italia (Roma, Padua) y se han propuesto resonadores más grandes (ver figura). Pero su principal inconveniente, además de su sensibilidad limitada, es su incapacidad para devolver una señal compleja, que involucra varias frecuencias (tienen un ancho de banda bajo).

Por lo tanto, los físicos buscaron simultáneamente dispositivos capaces de entregar una señal eléctrica análoga a la señal gravitacional. Una solución es el interferómetro Michelson, es decir, un sistema óptico compuesto por dos brazos perpendiculares, donde se divide una onda de luz para recorrer dos caminos diferentes (un viaje de ida y vuelta en cada brazo) antes de regresar al mismo punto, donde las dos ondas interferir. La interferencia obtenida depende de la diferencia en las longitudes de los caminos ópticos recorridos en los dos brazos del dispositivo. Sin embargo, el paso de una onda gravitacional modifica estas longitudes, una modificación que, en principio, puede detectarse analizando la cifra de interferencia.

De barras a interferómetros

La señal gravitacional es proporcional a la longitud de los caminos recorridos por la luz. Además, se construyeron prototipos de longitud creciente en los Estados Unidos y en Europa (Garching, Glasgow) a partir de la era «ingenua» de la gravitación experimental. Pero si el principio de la detección de ondas gravitacionales por interferometría se impuso de inmediato, la escala de realización necesaria resultó impresionante, incluso para los ingredientes físicos: tomó brazos interferométricos de varios kilómetros para esperar capturar las señales cósmicas deseadas.

Sin embargo, los principios de los grandes interferómetros terrestres se liberaron gradualmente, con el objetivo de llegar a un nivel de sensibilidad que permita detectar ondas gravitacionales de alta frecuencia, es decir, mayores que unos pocos hercios. Tales ondas serían emitidas, por ejemplo, por un par de estrellas compactas que caerían en espiral una encima de la otra, durante los últimos minutos antes de su coalescencia.

Así, en 1991, el proyecto del detector de ligo (Observatorio de ondas gravitacionales del interferómetro láser) surgió en los Estados Unidos, bajo la dirección de Rochus Vogt, luego Barry Barrish. Al mismo tiempo, Alain Brillet y Adalberto Giazotto lanzaron la idea de la rama franco-italiana Virgo, un proyecto que los cnrs y su homólogo italiano, el infn, decidieron en 1994. También hay instalaciones exploratorias, como la antena geo600 germano-británica y la antena tama japonesa.

Las vibraciones espacio-tiempo que uno busca resaltar son muy tenues. Inducirían extensiones de distancias inferiores a 10–21 en valor relativo, lo que, en una distancia de un kilómetro, significa una variación del orden de 10–18 metros (ciento una millonésima parte de un átomo). Por lo tanto, es una empresa de metrología ambiciosa: la geometría del dispositivo de detección debe ser extremadamente estable.

Sin embargo, esta empresa ha experimentado un progreso decisivo en los últimos años en Europa y los Estados Unidos. El trabajo preparatorio de investigación y desarrollo ha abarcado campos tan variados como las técnicas ultravides, láseres de potencia estabilizados en frecuencia, espejos con muy baja absorción, aislamiento sísmico, servo. Esto ha dado lugar a una colaboración internacional ejemplar entre los numerosos equipos estadounidenses, franceses, italianos, británicos y alemanes involucrados. Sobre los activos de los equipos franceses, En particular, podemos citar la introducción de láseres con neodimio ultraestable o la creación de espejos grandes con una tasa de absorción inferior a una millonésima (El equipo dirigido por Jean-Marie Mackowski, del Instituto de Física Nuclear de Lyon, produce tales espejos para Virgo y ligo).

Los interferómetros ópticos Virgo y ligo tienen dos brazos perpendiculares de varios kilómetros que permiten la comparación continua de los tiempos de salida y retorno de un rayo láser en ambos brazos. Para aumentar la sensibilidad, cada brazo está equipado con un dispositivo óptico (cavidad Fabry-Perot) que alarga el tiempo de vuelo efectivo de la luz. El viaje debe realizarse en el vacío y los espejos necesarios deben aislarse del suelo mediante suspensiones que filtren cualquier movimiento o vibración parasitaria. Esto determina la apariencia externa de estas antenas: tubos de vacío largos interrumpidos por torres de suspensión.

Virgo y ligo, que acabamos de inaugurar, están destinados a la detección de ondas gravitacionales de altas frecuencias, desde unos pocos hercios hasta más de cien. Pero las frecuencias bajas, inferiores a un hertz, no son menos interesantes. Serían emitidos por, o alrededor, agujeros negros muy masivos (hasta varios cientos de millones de masas solares). Tales agujeros negros gigantes se han observado en el centro de la mayoría de las galaxias; pueden absorber estrellas e interactuar con otros agujeros negros, procesos poco conocidos que requieren comparación.

Sin embargo, una antena terrestre no puede detectar ondas de baja frecuencia, debido a la imposibilidad de filtrar la actividad sísmica en este rango de frecuencia. Por lo tanto, los proyectos espaciales se han estudiado durante más de 30 años y se han ofrecido a agencias espaciales, NASA y Esa. En 1993, el esa reunió estos proyectos en uno, llamado lisa (Laser Interferometer Space Antenna), a la que se unió la NASA en 1998.

Un detector en el espacio ?

La definición tecnológica de lisa ahora está muy avanzada, sus objetivos científicos son claros y los métodos operativos en desarrollo. Lisa tendría tres estaciones en órbitas heliocéntricas, formando un triángulo de cinco millones de kilómetros por lado cuyos vértices se encuentran en la órbita de la Tierra. Las estaciones intercambiarían rayos láser, la señal gravitacional se leería en el desplazamiento Doppler en cada estación entre el láser local y la luz recibida de los otros dos. La dificultad técnica consiste, entre otras cosas, en aislar completamente las fuerzas parásitas (no gravitacionales) de una masa de referencia dentro de cada estación. Un vuelo de demostración, Lisa Pathfinder, está planeado por el esa para 2009. Sin embargo, la misión en sí, propuesta recientemente para 2019, es objeto de un debate en el contexto de los recortes presupuestarios de las dos agencias espaciales sobre física básica.

Para entonces, Virgo y Ligo pueden haber recogido las señales gravitacionales de uno o más eventos cósmicos violentos, al menos esperamos: la detección directa de ondas gravitacionales es uno de los grandes desafíos para la física fundamental de xxes y xxies siglos.

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