Interferómetro Virgo

Aunque el concepto de ondas gravitacionales fue presentado por Albert Einstein en 1916, ^{[ 25 ]} los proyectos serios para detectarlas no comenzaron hasta finales de la década de 1960. ^{[ 26 ]} Los primeros fueron las barras de Weber , inventadas por Joseph Weber ; ^{[ 27 ]} aunque en teoría podían detectar ondas gravitacionales, ninguno de los experimentos tuvo éxito. Sin embargo, impulsaron la creación de grupos de investigación dedicados a las ondas gravitacionales. ^{[ 28 ]}

La idea de un gran detector interferométrico comenzó a ganar credibilidad a principios de la década de 1980, y el proyecto Virgo fue conceptualizado por el investigador italiano Adalberto Giazotto y el investigador francés Alain Brillet en 1985 después de que se conocieran en Roma . Una idea clave que diferenció a Virgo de otros proyectos fue el enfoque en bajas frecuencias (alrededor de 10  Hz); la mayoría de los proyectos se centraban en frecuencias más altas (alrededor de 500  Hz). Muchos creían en ese momento que las observaciones de baja frecuencia no eran posibles; solo Francia e Italia comenzaron a trabajar en el proyecto, ^{[ 29 ]} que se propuso por primera vez en 1987. ^{[ 30 ]} El nombre Virgo se acuñó poco después, en referencia al cúmulo de galaxias de Virgo ; simboliza el objetivo del proyecto de detectar ondas gravitacionales originadas más allá de nuestra galaxia. ^{[ 29 ]} Después de la aprobación del CNRS y el INFN, la construcción del interferómetro comenzó en 1996 con el objetivo de comenzar las observaciones para el año 2000. ^{[ 31 ]}

El primer objetivo de Virgo fue observar directamente las ondas gravitacionales, cuya existencia ya había sido evidenciada indirectamente por el estudio de tres décadas del púlsar binario 1913+16 : la disminución observada del período orbital de este púlsar binario coincidía con la hipótesis de que el sistema estaba perdiendo energía mediante la emisión de ondas gravitacionales. ^{[ 32 ]}

El detector Virgo se construyó, puso en marcha y operó por primera vez durante la década de 2000, alcanzando la sensibilidad esperada. Esto validó sus decisiones de diseño y demostró que los interferómetros gigantes eran dispositivos prometedores para detectar ondas gravitacionales en una amplia banda de frecuencia. ^{[ 33 ] [ 34 ]} Esta fase a veces se denomina "Virgo inicial" o "Virgo original". ^{[ 35 ] [ 36 ]}

La construcción del detector Virgo inicial se completó en junio de 2003, ^{[ 37 ]} y varios períodos de recolección de datos ("ejecuciones científicas") siguieron entre 2007 y 2011, después de 4 años de puesta en marcha. ^{[ 38 ] [ 39 ]} Algunas de las ejecuciones se realizaron con los dos detectores LIGO (que están ubicados en Hanford , Washington y en Livingston, Luisiana ). ^{[ 40 ]} Hubo un cierre de algunos meses en 2010 para una actualización del sistema de suspensión de Virgo, y los cables de suspensión de acero originales fueron reemplazados por fibras de vidrio para reducir el ruido térmico. ^{[ 41 ]} Incluso después de varios meses de recolección de datos con el sistema de suspensión actualizado, no se observaron ondas gravitacionales, y el detector se cerró en septiembre de 2011 para la instalación de Advanced Virgo. ^{[ 42 ]}

El detector Advanced Virgo tenía como objetivo aumentar la sensibilidad (y la distancia desde la que se puede detectar una señal) en un factor de 10, lo que le permitía explorar un volumen del universo 1000 veces mayor y hacía más probable la detección de ondas gravitacionales. ^{[ 29 ] [ 43 ]} Se benefició de la experiencia adquirida con el detector inicial y de los avances tecnológicos. ^{[ 43 ]}

El detector Advanced Virgo mantuvo la misma infraestructura de vacío que el Virgo inicial, pero el resto del interferómetro se actualizó. Se añadieron cuatro criotrampas adicionales en ambos extremos de cada brazo para atrapar las partículas residuales provenientes de las torres de espejos. Los nuevos espejos eran más grandes, con un diámetro de 35 cm (14 pulgadas) y un peso de 40 kg (88 libras) , y se mejoró su rendimiento óptico. Los elementos ópticos utilizados para controlar el interferómetro estaban bajo vacío sobre soportes suspendidos. Se instaló un sistema de óptica adaptativa para corregir las aberraciones de los espejos in situ . En el plan original, se esperaba que la potencia del láser alcanzara los 200 W en su configuración final. ^{[ 44 ] : 75}     

Advanced Virgo inició el proceso de puesta en marcha en 2016, uniéndose a los dos detectores LIGO (que habían pasado por actualizaciones similares con Advanced LIGO y realizaron su primera detección en 2015) el 1 de agosto de 2017. Las "sesiones" de observación para la era de los detectores avanzados son planificadas por la colaboración LVK con el objetivo de maximizar el tiempo de observación con varios detectores, y están etiquetadas de O1 a O5; Virgo comenzó a participar en estas cerca del final de la sesión O2. LIGO y Virgo detectaron la señal GW170814 el 14 de agosto de 2017, que fue reportada el 27 de septiembre de ese año. Fue la primera fusión de agujeros negros binarios detectada tanto por LIGO como por Virgo, y la primera para Virgo. ^{[ 45 ] [ 46 ]}

GW170817 fue detectada por LIGO y Virgo el 17 de agosto de 2017. La señal, producida por los minutos finales de dos estrellas de neutrones que se acercaban en espiral y se fusionaban , fue la primera fusión de estrellas de neutrones binarias observada y la primera observación de ondas gravitacionales confirmada por medios no gravitacionales. También se detectó el estallido de rayos gamma resultante, y posteriormente los telescopios ópticos descubrieron una kilonova correspondiente a la fusión. ^{[ 2 ] [ 47 ]}

Después de nuevas mejoras, Virgo comenzó su tercer período de observación (O3) en abril de 2019. Planeado para durar un año, ^{[ 48 ]} el período terminó antes de tiempo el 27 de marzo de 2020 debido a la pandemia de COVID-19 . ^{[ 49 ]}

Las mejoras posteriores a O3 forman parte del programa Advanced Virgo+, dividido en dos fases; la primera precedió a la ejecución de O4 y la segunda a la de O5. La primera fase se centró en la reducción del ruido cuántico mediante la introducción de un láser más potente, la mejora de la compresión introducida en O3 y la implementación de una nueva técnica conocida como reciclaje de señal ; también se instalaron sensores sísmicos alrededor de los espejos. La segunda fase intentará reducir el ruido térmico de los espejos cambiando la geometría del haz láser para aumentar su tamaño en los espejos (distribuyendo la energía en un área mayor y, por lo tanto, reduciendo la temperatura) y mejorando el recubrimiento de los espejos; los espejos de los extremos serán más grandes, lo que requerirá mejoras en la suspensión. También se esperan mejoras adicionales para la reducción del ruido cuántico en la segunda fase, basándose en los cambios de la primera. ^{[ 50 ]}

La cuarta ronda de observación (O4) estaba programada para comenzar en mayo de 2023 y se planeó que durara 20 meses, incluyendo una pausa de puesta en marcha de hasta dos meses. ^{[ 51 ]} El 11 de mayo de 2023, Virgo anunció que no se uniría al inicio de O4; el interferómetro no era lo suficientemente estable para alcanzar la sensibilidad esperada y un espejo necesitaba ser reemplazado, lo que requería varias semanas de trabajo. ^{[ 52 ]} Virgo no se unió a la ronda O4 durante su primera parte (O4a, que terminó el 16 de enero de 2024), ya que solo alcanzó una sensibilidad máxima de 45 Mpc en lugar de los 80 a 115 Mpc esperados inicialmente; se unió a la segunda parte de la ronda (O4b), que comenzó el 10 de abril de 2024, con una sensibilidad de 50 a 55 Mpc. La fase O4 se extendió varias veces, hasta el 18 de noviembre de 2025, para adaptarse mejor al desarrollo de las mejoras de la fase O5 y permitir observaciones que coincidieran con las primeras operaciones del Observatorio Vera Rubin . Estas extensiones de la fase se denominan O4c (que comenzó oficialmente el 28 de enero de 2025 e incluye una pausa de dos meses en abril y mayo). A partir de febrero de 2026 , se planea una carrera de 6 meses llamada IR1 para la segunda mitad de 2026; Virgo puede participar en IR1 dependiendo de su disponibilidad. ^{[ 51 ] [ 53 ]}

El detector se apagó para realizar mejoras, incluyendo la optimización del recubrimiento de los espejos, después de la fase O4. Se planeó una quinta fase de observación (O5) para finales de 2027, pero actualmente se está revisando. La sensibilidad objetivo de Virgo, establecida originalmente entre 150 y 260 Mpc, se está redefiniendo a la luz de su rendimiento durante la fase O4. ^{[ 51 ]}

No se han anunciado planes oficiales para el futuro de las instalaciones Virgo después del período O5, aunque se han sugerido proyectos para mejorar los detectores. Los planes actuales de la colaboración se conocen como el proyecto Virgo_nEXT. ^{[ 54 ]}

En la relatividad general, una onda gravitacional es una perturbación espaciotemporal que se propaga a la velocidad de la luz . Curva ligeramente el espaciotemporal, modificando la trayectoria de la luz . Esto se puede detectar con un interferómetro de Michelson , en el que un láser se divide en dos haces que viajan en direcciones ortogonales , rebotando en un espejo situado en el extremo de cada brazo. Al pasar la onda gravitacional, altera la trayectoria de los dos haces de forma diferente; estos se recombinan y el patrón interferométrico resultante se mide con un fotodiodo . Dado que la deformación inducida es extremadamente pequeña, la precisión en la posición del espejo, la estabilidad del láser, las mediciones y el aislamiento del ruido externo son esenciales. ^{[ 56 ]}

El láser , la fuente de luz del instrumento, debe ser potente y estable en frecuencia y amplitud. ^{[ 57 ]} Para cumplir con estas especificaciones, el haz comienza con un láser estable de baja potencia. ^{[ 58 ]} La luz del láser pasa a través de varios amplificadores, que aumentan su potencia en un factor de 100. Se logró una potencia de salida de 50 vatios (W) para la última configuración del detector Virgo inicial (alcanzando 100 W durante la ejecución O3 después de las actualizaciones Advanced Virgo), y se espera que se actualice a 130 W al comienzo de la ejecución O4. ^{[ 50 ]} El detector Virgo original tenía un sistema láser maestro-esclavo , donde un láser "maestro" se usa para estabilizar un láser "esclavo" de alta potencia; el láser maestro era un láser Nd:YAG , y el láser esclavo era un láser Nd:YVO4 . ^{[ 37 ]} El diseño Advanced Virgo utiliza un láser de fibra , con una etapa de amplificación también hecha de fibras, para mejorar la robustez del sistema; su configuración final está planificada para combinar la luz de dos láseres para alcanzar la potencia requerida. ^{[ 44 ] : 87 [ 59 ]} La longitud de onda del láser es de 1064 nanómetros en las configuraciones original y Advanced Virgo. ^{[ 50 ]}    

Este haz láser se envía al interferómetro tras pasar por el sistema de inyección, que garantiza su estabilidad, ajusta su forma y potencia, y lo posiciona correctamente para su entrada en el interferómetro. El sistema de inyección incluye el limpiador de modo de entrada, una cavidad de 140 metros de longitud (460 pies) diseñada para mejorar la calidad del haz estabilizando la frecuencia, eliminando la propagación de luz no deseada y reduciendo el efecto de la desalineación del láser. También cuenta con un aislador de Faraday que impide que la luz regrese al láser y un telescopio de adaptación de modo que ajusta el tamaño y la posición del haz antes de que entre en el interferómetro. ^{[ 44 ] : 93–96} 

Los grandes espejos en cada brazo son la óptica más crítica del interferómetro. Incluyen los dos espejos de los extremos de los brazos del interferómetro de 3 km (1,9 mi) y los dos espejos de entrada cerca del inicio de los brazos. Estos espejos crean una cavidad óptica resonante en cada brazo en la que la luz rebota miles de veces antes de regresar al divisor de haz, maximizando el efecto de la señal en la trayectoria del láser ^{[ 60 ]} y permitiendo aumentar la potencia de la luz que circula en los brazos. Estos espejos (diseñados para Virgo) son cilindros de 35 cm (14 in) de diámetro y 20 cm (7,9 in) de espesor, ^{[ 44 ] : 173} hechos de vidrio extremadamente puro. ^{[ 61 ]} Durante el proceso de fabricación, los espejos se pulen a nivel atómico para evitar la difusión (y la pérdida) de luz. ^{[ 62 ]} Luego se agrega un recubrimiento reflectante (un reflector de Bragg hecho con pulverización catódica por haz de iones ^{[ 28 ]} ). Los espejos en los extremos de los brazos reflejan casi toda la luz incidente, con menos del 0,002 por ciento de pérdida en cada reflexión. ^{[ 63 ]}      

En el diseño final también se incluyen otros dos espejos:

• El espejo de reciclaje de energía, situado entre el láser y el divisor de haz . Dado que la mayor parte de la luz se refleja hacia el láser tras regresar al divisor de haz, este espejo reinyecta la luz en el interferómetro principal y aumenta la potencia en los brazos.
• El espejo de reciclaje de señal, a la salida del interferómetro, reinyecta parte de la señal en el interferómetro (la transmisión de este espejo está prevista en un 40 %) y forma otra cavidad. Mediante pequeños ajustes en este espejo, se puede reducir el ruido cuántico en parte de la banda de frecuencia y aumentarlo en otras; esto permite sintonizar el interferómetro para determinadas frecuencias. Se prevé utilizar una configuración de banda ancha, disminuyendo el ruido en frecuencias altas y bajas y aumentándolo en frecuencias intermedias. La disminución del ruido en frecuencias altas es de particular interés para el estudio de una señal justo antes y después de la fusión de un objeto compacto. ^{[ 50 ] [ 28 ]}

Para mitigar el ruido sísmico que podría propagarse hasta los espejos, sacudiéndolos y oscureciendo posibles señales de ondas gravitacionales, los espejos están suspendidos por un sistema complejo. Los espejos principales están suspendidos por cuatro finas fibras de sílice ^{[ 65 ]} que están unidas a una serie de atenuadores. Este superatenuador, de casi 8 metros (26 pies) de altura, se encuentra en el vacío. ^{[ 66 ]} Los superatenuadores limitan las perturbaciones en los espejos y permiten dirigir con precisión su posición y orientación. La mesa óptica con la óptica de inyección utilizada para dar forma al haz láser, como los bancos ópticos utilizados para la detección de luz, también están suspendidos en el vacío para limitar el ruido sísmico y acústico. En la configuración Advanced Virgo, la instrumentación utilizada para detectar señales de ondas gravitacionales y dirigir el interferómetro (fotodiodos, cámaras y electrónica asociada) está instalada en varios bancos suspendidos en el vacío. ^{[ 44 ] : 477} 

El diseño del superatenuador se basa en la atenuación pasiva del ruido sísmico mediante la conexión en cadena de varios péndulos , cada uno un oscilador armónico . Estos tienen una frecuencia de resonancia (que disminuye con la longitud del péndulo) por encima de la cual el ruido se amortigua; la conexión en cadena de varios péndulos reduce el ruido en doce órdenes de magnitud, introduciendo frecuencias de resonancia superiores a las de un solo péndulo largo. ^{[ 67 ]} La frecuencia de resonancia más alta es de alrededor de 2  Hz, lo que proporciona una reducción de ruido significativa a partir de 4  Hz ^{[ 44 ] : 416} y alcanza el nivel necesario para detectar ondas gravitacionales alrededor de 10  Hz. El sistema tiene la limitación de que el ruido en la banda de frecuencia de resonancia (por debajo de 2  Hz) no se filtra y puede generar grandes oscilaciones; esto se mitiga mediante un sistema de amortiguación activa, que incluye sensores que miden el ruido sísmico y actuadores que controlan el superatenuador para contrarrestar el ruido. ^{[ 67 ]}

Parte de la luz en las cavidades del brazo se envía hacia el sistema de detección mediante el divisor de haz. El interferómetro funciona cerca de la "franja oscura", con muy poca luz enviada hacia la salida; la mayor parte se envía de vuelta a la entrada, para ser recogida por el espejo de reciclaje de potencia. Una fracción de esta luz se refleja de vuelta por el espejo de reciclaje de señal , y el resto es recogido por el sistema de detección. Primero pasa por el limpiador de modo de salida, que filtra los "modos de orden superior" (luz que se propaga de forma no deseada, típicamente debido a pequeños defectos en los espejos) ^{[ 68 ]} antes de llegar a los fotodiodos que miden la intensidad de la luz. El limpiador de modo de salida y los fotodiodos están suspendidos en el vacío. ^{[ 43 ]}

Con la ejecución O3, se introdujo una fuente de vacío comprimido para reducir el ruido cuántico, que es una de las principales limitaciones de la sensibilidad. Al reemplazar el vacío estándar con un vacío comprimido, las fluctuaciones de una cantidad disminuyen a expensas de aumentar las fluctuaciones de la otra cantidad debido al principio de incertidumbre de Heisenberg . En Virgo, las cantidades son la amplitud y la fase de la luz. ^{[ 70 ]} Un vacío comprimido fue propuesto en 1981 por Carlton Caves durante los inicios de los detectores de ondas gravitacionales. ^{[ 71 ]} Durante la ejecución O3, se implementó la compresión independiente de la frecuencia; la compresión es idéntica en todas las frecuencias, reduciendo el ruido de disparo (dominante en altas frecuencias) y aumentando el ruido de presión de radiación (dominante en bajas frecuencias, y que no limita la sensibilidad del instrumento). ^{[ 72 ]} Debido a la adición de la inyección de vacío comprimido, el ruido cuántico se redujo en 3,2  dB en altas frecuencias y el rango del detector aumentó entre un cinco y un ocho por ciento. ^{[ 70 ]} Se producen estados comprimidos más sofisticados ^{[ 73 ]} combinando la tecnología de O3 con una nueva  cavidad de filtro de 285 m de longitud (935 pies). Esta tecnología, conocida como compresión dependiente de la frecuencia , ayuda a reducir el ruido de disparo a altas frecuencias (donde el ruido de presión de radiación es irrelevante) y a reducir el ruido de presión de radiación a bajas frecuencias (donde el ruido de disparo es bajo). ^{[ 74 ] [ 75 ]}

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  Vista aérea de 2015 del emplazamiento de Virgo, que muestra el brazo oeste (arriba) y parte del brazo norte (derecha), junto con los distintos edificios.
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  Panorama de la entrada del recinto de Virgo
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  El brazo norte, de 3 kilómetros de longitud (1,9 millas), 
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  (Frente) Edificio de la sala de control del detector y centro informático local
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  El edificio central, que contiene la mayoría de los componentes críticos del instrumento.
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  La cavidad limpiadora de modos (izquierda, que filtra el haz láser) y el brazo oeste

Desde el aire, el detector Virgo tiene forma de "L" con sus dos brazos perpendiculares de 3 kilómetros (1,9 millas) de longitud . En la intersección de ambos brazos se encuentra el edificio central, que alberga la mayoría de los componentes clave de Virgo, incluyendo el láser, el divisor de haz y los espejos de entrada. Junto al brazo oeste, una cavidad más corta y el edificio asociado albergan el limpiador de modo de entrada. Los espejos de los extremos se encuentran en un edificio específico al final de cada brazo. Al sur del brazo oeste, otros edificios albergan oficinas, talleres, así como el centro de computación del sitio y la sala de control de instrumentos. ^{[ 76 ]} 

Los "túneles" del brazo albergan tuberías por las que viajan los haces láser en el vacío. Virgo es una de las instalaciones de ultra alto vacío más grandes de Europa, con un volumen de 6.800 metros cúbicos (1.800.000 galones estadounidenses ) . ^{[ 77 ]} Los dos brazos de 3 km (1,9 millas) están hechos de una larga tubería de acero de 1,2 m (3,9 pies) de diámetro, en la que la presión residual objetivo es aproximadamente una milésima de una milmillonésima de atmósfera (100 veces más delgada que en el Virgo original). Las moléculas de gas residual, principalmente hidrógeno y agua, tienen un impacto limitado en la trayectoria de los haces láser. ^{[ 44 ] : 525} Grandes válvulas de compuerta están en ambos extremos de los brazos para que se pueda trabajar en las torres de vacío de espejos sin romper el ultra alto vacío de un brazo. Las torres que contienen los espejos y atenuadores están divididas en dos secciones, con diferentes presiones. ^{[ 78 ]} Los tubos se someten a un proceso, conocido como horneado, en el que se calientan a 150 °C (302 °F) para eliminar partículas no deseadas de sus superficies; aunque las torres también se horneaban en el diseño inicial de Virgo, ahora se utilizan trampas criogénicas para evitar la contaminación. ^{[ 44 ] : 526}        

Debido a la alta potencia del interferómetro, sus espejos son susceptibles a los efectos del calentamiento inducido por el láser (a pesar de la absorción extremadamente baja ). Estos efectos pueden causar deformación de la superficie debido a la dilatación o un cambio en el índice de refracción del sustrato , lo que resulta en una pérdida de potencia del interferómetro y perturbaciones de la señal. Estos efectos se tienen en cuenta mediante un sistema de compensación térmica (TCS) que incluye sensores de frente de onda Hartmann ^{[ 79 ]} para medir la aberración óptica a través de una fuente de luz auxiliar, y dos actuadores : láseres _de CO2 (que calientan partes del espejo para corregir los defectos) y calentadores de anillo, que ajustan el radio de curvatura del espejo . El sistema también corrige los "defectos fríos": defectos permanentes introducidos durante la fabricación del espejo. ^{[ 80 ] [ 44 ] : 187–188} Durante la ejecución O3, el TCS aumentó la potencia dentro del interferómetro en un 15 por ciento y disminuyó la potencia que sale del interferómetro en un factor de dos. ^{[ 81 ]}

Otro componente importante es el sistema para controlar la luz parásita (cualquier luz que salga de la trayectoria designada del interferómetro, ya sea por dispersión en una superficie o por reflexión no deseada). La recombinación de la luz parásita con el haz principal del interferómetro puede ser una fuente de ruido significativa, a menudo difícil de rastrear y modelar. La mayoría de los esfuerzos para mitigar la luz parásita se basan en placas absorbentes (conocidas como deflectores) colocadas cerca de la óptica y dentro de los tubos; se toman precauciones adicionales para evitar que los deflectores afecten el funcionamiento del interferómetro. ^{[ 83 ] [ 84 ] [ 77 ]}

Se requiere calibración para estimar la respuesta del detector a las ondas gravitacionales y reconstruir correctamente la señal. Implica mover los espejos de manera controlada y medir el resultado. Durante la era inicial de Virgo, esto se logró principalmente agitando un péndulo del cual el espejo está suspendido con bobinas para generar un campo magnético que interactúa con imanes fijados al péndulo. ^{[ 85 ]} Esta técnica se utilizó hasta O2. Para O3, el método de calibración principal fue la calibración de fotones (PCal); había sido un método secundario para validar los resultados, utilizando un láser auxiliar para desplazar el espejo con presión de radiación . ^{[ 86 ] [ 87 ]} Se introdujo un método conocido como calibración newtoniana (NCal) al final de O2 para validar los resultados de PCal; se basa en la gravedad para mover el espejo, colocando una masa giratoria a una distancia específica de él. ^{[ 88 ] [ 87 ]} Al comienzo de la segunda parte de O4, Ncal se convirtió en el método de calibración principal porque funcionó mejor que PCal; PCal todavía se utiliza para validar los resultados de NCal y sondear frecuencias más altas que son inaccesibles para NCal. ^{[ 82 ]}

El instrumento requiere un sistema eficiente de adquisición de datos que gestione los datos medidos a la salida del interferómetro y de los sensores en el sitio, escribiéndolos en archivos y distribuyéndolos para su análisis. Se han desarrollado hardware y software electrónicos específicos para este propósito. ^{[ 89 ]}