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Interferómetro de Virgo

El interferómetro Virgo es un gran interferómetro de Michelson diseñado para detectar las ondas gravitacionales predichas por la relatividad general . Se encuentra en Santo Stef...

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El interferómetro Virgo es un gran interferómetro de Michelson diseñado para detectar las ondas gravitacionales predichas por la relatividad general . Se encuentra en Santo Stefano a Macerata , cerca de la ciudad de Pisa , Italia. El instrumento tiene dos brazos de tres kilómetros de largo y contiene sus espejos e instrumentación dentro de un vacío ultraalto .

Virgo está alojado en el Observatorio Gravitacional Europeo (EGO), un consorcio fundado por el Centro Nacional de Investigación Científica (CNRS) de Francia y el Instituto Nacional de Física Nuclear (INFN) de Italia. [1] La Colaboración Virgo opera el detector y define la estrategia y la política para su uso y actualizaciones. Está compuesta por más de 700 miembros en 16 países diferentes. [2] El interferómetro Virgo opera con detectores similares, incluidos los dos interferómetros LIGO en los Estados Unidos (en el sitio de Hanford y en Livingston, Luisiana ) y el interferómetro japonés KAGRA (en la mina Kamioka ). La cooperación entre varios detectores es crucial para detectar ondas gravitacionales y señalar su origen, por lo que las colaboraciones LIGO y Virgo han compartido sus datos desde 2007, y con KAGRA desde 2019, para formar la colaboración LIGO-Virgo-KAGRA (LVK). [3]

El interferómetro recibe su nombre del cúmulo de Virgo , un cúmulo de unas 1.500 galaxias en la constelación de Virgo , a unos 50 millones de años luz de la Tierra. [4] Fundado en una época en la que las ondas gravitacionales eran solo una predicción de la relatividad general, ahora ha participado en la detección de múltiples eventos de ondas gravitacionales, realizando su primera detección en 2017 (junto con los dos detectores LIGO), seguida rápidamente por el evento GW170817 , el único que también se ha observado con métodos clásicos ( telescopios ópticos , de rayos gamma , de rayos X y de radio ) a partir de 2024. [5] El detector se utiliza para ejecuciones de observación conjuntas con los otros detectores, separadas por períodos de puesta en servicio durante los cuales se actualiza el detector para aumentar su sensibilidad y producción científica. [6]

Organización

El experimento Virgo está gestionado por el consorcio Observatorio Gravitacional Europeo (EGO), creado en diciembre de 2000 por el CNRS y el INFN . [7] El Instituto Holandés de Física Nuclear y de Altas Energías, Nikhef , se unió más tarde como observador y finalmente se convirtió en miembro de pleno derecho. EGO es responsable del sitio Virgo y está a cargo de la construcción, el mantenimiento y el funcionamiento del detector, así como de sus actualizaciones. Uno de los objetivos de EGO es también promover la investigación y los estudios sobre la gravitación en Europa. [1]

La Colaboración Virgo reúne a todos los investigadores que trabajan en diversos aspectos del detector. A fecha de mayo de 2023, alrededor de 850 miembros, que representan a 142 instituciones en 16 países diferentes, forman parte de la colaboración. [2] [8] Esto incluye instituciones de Francia, Italia, Países Bajos, Polonia, España, Bélgica, Alemania, Hungría, Portugal, Grecia, Chequia, Dinamarca, Irlanda, Mónaco, China y Japón. [9]

La Colaboración Virgo es parte de la Colaboración LIGO-Virgo-KAGRA (LVK), que reúne a científicos de otros experimentos importantes de ondas gravitacionales, con el propósito de realizar un análisis conjunto de los datos que son cruciales para la detección de ondas gravitacionales. [10] LVK comenzó en 2007 [3] como la Colaboración LIGO-Virgo, y se expandió cuando KAGRA se unió en 2019. [11] [12]

Historia

El proyecto Virgo fue aprobado en 1992 por el CNRS francés y en 1993 por el INFN italiano . La construcción del detector comenzó en 1996 en el sitio de Cascina cerca de Pisa , Italia, y se completó en 2003. Después de varias series de observaciones en las que no se detectaron ondas gravitacionales, el interferómetro se cerró en 2011 para permitir mejoras significativas como parte del proyecto Advanced Virgo. Comenzó a realizar observaciones nuevamente en 2017, realizando rápidamente sus primeras detecciones junto con los detectores LIGO. [13]

Concepción

Aunque el concepto de ondas gravitacionales tiene más de 100 años, ya que Einstein lo predijo en 1916 [14] , no fue hasta la década de 1970 que comenzaron a aparecer proyectos serios para detectarlas. Los primeros fueron las barras de Weber , inventadas por Joseph Weber [15] ; aunque en principio podían detectar ondas gravitacionales, ninguno de los experimentos tuvo éxito. Sin embargo, impulsaron la creación de muchos grupos de investigación dedicados a las ondas gravitacionales [16] .

La idea de un gran detector interferométrico comenzó a ganar credibilidad a principios de los años 1980, y en 1985, el proyecto Virgo fue conceptualizado por el investigador italiano Adalberto Giazotto y el investigador francés Alain Brillet después de que se conocieran en Roma . Una de las ideas clave que diferenció a Virgo de otros proyectos fue apuntar a frecuencias bajas (alrededor de 10 Hz), mientras que la mayoría de los proyectos se centraban en frecuencias más altas (alrededor de 500 Hz); muchos creían en ese momento que esto no era factible, y solo Francia e Italia comenzaron a trabajar en el proyecto, [17] que se presentó por primera vez en 1987. [18] Después de ser aprobado por el CNRS y el INFN, la construcción del interferómetro comenzó en 1996, con el objetivo de comenzar las observaciones en el año 2000. [19]

El primer objetivo de Virgo era observar directamente las ondas gravitacionales, de las que el estudio del púlsar binario 1913+16 a lo largo de tres décadas había revelado evidencia indirecta. La disminución observada del período orbital de este púlsar binario concordaba con la hipótesis de que el sistema estaba perdiendo energía al emitir ondas gravitacionales. [20]

Detector inicial de Virgo

En la década de 2000, se construyó, puso en funcionamiento y puso en funcionamiento por primera vez el detector Virgo. El instrumento alcanzó con éxito la sensibilidad esperada. Este esfuerzo inicial se utilizó para validar las opciones de diseño técnico de Virgo; también demostró que los interferómetros gigantes eran dispositivos prometedores para detectar ondas gravitacionales en una amplia banda de frecuencia. [21] [22] Esta fase generalmente se denomina "Virgo inicial" o "Virgo original".

La construcción del detector Virgo inicial se completó en junio de 2003, [23] y varios períodos de recopilación de datos ("recorridos científicos") siguieron entre 2007 y 2011. [24] [25] Algunos de estos recorridos se realizaron simultáneamente con los dos detectores LIGO . Hubo un cierre de unos meses en 2010 para permitir una importante actualización del sistema de suspensión Virgo: los cables de suspensión de acero originales se reemplazaron por fibras de vidrio para reducir el ruido térmico. [26] Sin embargo, el detector Virgo inicial no era lo suficientemente sensible y después de varios meses de recopilación de datos con el sistema de suspensión mejorado, el detector se apagó en septiembre de 2011 para comenzar la instalación de Virgo avanzado. [27]

Detector avanzado de Virgo

Primera detección directa de una onda gravitacional por Virgo, el 14 de agosto de 2017 ( GW170814 )

El detector Advanced Virgo tenía como objetivo aumentar la sensibilidad (y, por lo tanto, la distancia a la que se puede detectar una señal) en un factor de 10, lo que le permitiría sondear un volumen del Universo 1.000 veces mayor, haciendo más probable la detección de ondas gravitacionales. [17] [28] Se benefició de la experiencia adquirida con el detector inicial y de los avances tecnológicos.

El detector Virgo avanzado mantuvo la misma infraestructura de vacío que el Virgo inicial, pero el resto del interferómetro se mejoró significativamente. Se agregaron cuatro criotrampas adicionales en ambos extremos de cada brazo para atrapar partículas residuales provenientes de las torres de espejos. Los nuevos espejos eran más grandes (350 mm de diámetro, con un peso de 40 kg) y se mejoró su rendimiento óptico. Los elementos ópticos críticos utilizados para controlar el interferómetro están al vacío en montajes suspendidos. Se instalaría un sistema de óptica adaptativa para corregir las aberraciones del espejo in situ . En el plan original, se esperaba que la potencia del láser alcanzara los 200 W en su configuración final. [29]

Advanced Virgo comenzó su proceso de puesta en servicio en 2016, uniéndose a los dos detectores LIGO avanzados ("aLIGO") el 1 de agosto de 2017, durante el período de observación "O2". El 14 de agosto de 2017, LIGO y Virgo detectaron una señal, GW170814 , que fue informada el 27 de septiembre de 2017. Fue la primera fusión de agujeros negros binarios detectada tanto por LIGO como por Virgo (y la primera para Virgo). [30] [31]

Apenas unos días después, GW170817 fue detectado por LIGO y Virgo el 17 de agosto de 2017. La señal fue producida por los últimos minutos de dos estrellas de neutrones que se acercaron en espiral y finalmente se fusionaron , y representa tanto la primera fusión de estrellas de neutrones binarias observada como la primera observación de ondas gravitacionales que fue confirmada por medios no gravitacionales. De hecho, también se detectó el estallido de rayos gamma resultante , y los telescopios ópticos descubrieron más tarde una kilonova correspondiente a la fusión. [5] [32]

Después de más actualizaciones, Virgo inició su tercera serie de observaciones ("O3") en abril de 2019, prevista para un año de duración, [33] pero finalizó antes de lo previsto, el 27 de marzo de 2020, debido a la pandemia de COVID-19 . [34]

Las mejoras posteriores a O3 forman parte del programa "Advanced Virgo +", dividido en dos fases, la primera antes de la ejecución de O4 y la segunda antes de la ejecución de O5. La primera fase se centra 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 llamada reciclaje de señales; también se instalan sensores sísmicos alrededor de los espejos. La segunda fase intentará reducir el ruido térmico de los espejos, modificando la geometría del haz láser para aumentar su tamaño en los espejos (distribuyendo la energía en un área mayor y reduciendo así la temperatura), y mejorando el revestimiento de los espejos; los espejos finales también serán significativamente más grandes, lo que requerirá mejoras en la suspensión. También se esperan más mejoras para la reducción del ruido cuántico en la segunda fase, basándose en los cambios de la primera. [35]

La cuarta serie de observaciones ("O4") estaba prevista para comenzar en mayo de 2023, y se planeó que durara 20 meses, incluyendo una pausa de puesta en servicio de hasta dos meses. [6] Sin embargo, el 11 de mayo de 2023, Virgo anunció que no se uniría al comienzo de O4, ya que el interferómetro no era lo suficientemente estable para alcanzar la sensibilidad esperada y necesitaba someterse al reemplazo de uno de los espejos, lo que requirió varias semanas de trabajo. [36] Virgo no se ha unido a la serie O4 durante la primera parte de la serie ("O4a"), que terminó el 16 de enero de 2024, ya que solo logró alcanzar una sensibilidad máxima de 45 Mpc en lugar de los 80 a 115 Mpc inicialmente esperados; se unió a la segunda parte de la serie ("O4b") que comenzó el 10 de abril de 2024, con una sensibilidad de 50 a 55 Mpc. En junio de 2024, se anunció que el funcionamiento del O4 duraría hasta el 9 de junio de 2025, para prepararse mejor para las actualizaciones del O5. [6]

Futuro

Tras la prueba O4, el detector se apagará de nuevo para realizar mejoras, incluida una mejora en el revestimiento de los espejos. Actualmente, se ha planificado una quinta prueba de observación (O5) que comenzará alrededor de junio de 2027; la sensibilidad del objetivo para Virgo, que originalmente se había fijado en 150-260 Mpc, se está redefiniendo actualmente a la luz del rendimiento durante la prueba O4; se espera que los planes para entrar en la prueba O5 se conozcan antes de finales de 2024. [6]

No se han anunciado planes oficiales para el futuro de las instalaciones de Virgo después del período O5, aunque se han sugerido proyectos para mejorar aún más los detectores; los planes actuales de la colaboración se conocen como proyecto Virgo_nEXT. [37]

Caso de ciencia

Simulaciones numéricas de las ondas gravitacionales emitidas por la espiral y fusión de dos agujeros negros.

Virgo está diseñado para buscar ondas gravitacionales emitidas por fuentes astrofísicas en todo el universo, que pueden clasificarse en tres tipos: [38]

"Chirrido" típico de una señal de onda gravitacional, del evento GW170817 . El eje x representa el tiempo y el eje y es la frecuencia; la forma en que la frecuencia aumenta con el tiempo es típica de las ondas gravitacionales de sistemas binarios de objetos compactos, y su forma exacta está determinada principalmente por las masas de los objetos.
  • Fuentes transitorias, que representan objetos que sólo son detectables durante un corto período de tiempo. Las principales fuentes de esta categoría son las coalescencias binarias compactas (CBC), que corresponden a agujeros negros binarios (o estrellas de neutrones ) que se fusionan entre sí, emitiendo una señal que crece rápidamente a medida que se acercan entre sí, y que sólo se vuelve detectable en los últimos segundos antes de la fusión. Otras posibles fuentes de ondas gravitacionales de corta duración son las supernovas , las inestabilidades en sistemas compactos o fuentes más exóticas como las cuerdas cósmicas .
  • Fuentes continuas que emiten una señal observable en escalas de tiempo largas. Los principales candidatos son las estrellas de neutrones que giran rápidamente ( púlsares ), que pueden emitir ondas gravitacionales si no son perfectamente esféricas (por ejemplo, si hay pequeñas "montañas" en la superficie).
  • Los fondos estocásticos son un tipo específico de señal (generalmente) continua, en la que la señal se difunde a través de grandes regiones del cielo en lugar de tener una única fuente. Podría estar constituida por una gran cantidad de fuentes indistinguibles de las categorías anteriores o tener su origen en los primeros instantes del universo.

La detección de estas fuentes proporciona una nueva forma de observarlas (que a menudo transporta información diferente a las formas más clásicas, por ejemplo, utilizando telescopios), y permite investigar propiedades fundamentales de la gravedad, como la polarización de las ondas gravitacionales, [39] posible efecto de lente gravitacional , [40] o, de manera más general, si las señales observadas están correctamente descritas por la relatividad general. [41] También proporciona una forma de medir la constante de Hubble . [42]

Instrumento

Principio

Vista aérea del lugar del experimento Virgo que muestra el edificio central, el edificio Mode-Cleaner, el brazo oeste completo de 3 km de longitud y el comienzo del brazo norte (a la derecha). Los demás edificios incluyen oficinas, talleres, el centro de computación local y la sala de control del interferómetro. Cuando se tomó esta fotografía, el edificio que alberga la administración del proyecto y el comedor aún no se había construido.

En la relatividad general, una onda gravitacional es una perturbación del espacio-tiempo que se propaga a la velocidad de la luz. Curva ligeramente el espacio-tiempo, lo que cambia localmente la trayectoria de la luz . Concretamente, se puede detectar utilizando un diseño de interferómetro de Michelson , donde un láser se divide en dos haces que viajan en direcciones ortogonales , rebotando en un espejo ubicado en el extremo de cada brazo. A medida que la onda gravitacional pasa, altera la trayectoria de los dos haces de una manera diferente; luego se recombinan y el patrón interferométrico resultante se mide utilizando un fotodiodo . Como la deformación inducida es extremadamente pequeña, el diseño requiere una excelente precisión en la posición de los espejos, la estabilidad del láser, las mediciones y un muy buen aislamiento del mundo exterior para reducir la cantidad de ruido. [43]

Animación que muestra el principio de detección de ondas gravitacionales con un interferómetro como Virgo. Los desplazamientos de los espejos y la diferencia de fase están muy exagerados; el tiempo también se ralentiza en más de un factor 10.

Sistema de inyección y láser

Disposición del interferómetro Virgo durante la ejecución O4 (2023-2024). Incluye el espejo de reciclado de señales y la cavidad del filtro, que no estaban presentes durante la ejecución anterior. Todas las estimaciones de potencia del láser son indicativas, ya que pueden fluctuar rápidamente.

El láser es la fuente de luz del experimento. Debe ser potente, a la vez que extremadamente estable en frecuencia y amplitud. [44] Para cumplir con todas estas especificaciones (algo opuestas), el haz comienza con un láser de muy baja potencia, pero muy estable. [45] La luz de este láser pasa a través de varios amplificadores, que mejoran su potencia por un factor de 100. Se logró una potencia de salida de 50 W para la última configuración del detector Virgo inicial, y luego alcanzó 100 W durante la ejecución O3, luego de las actualizaciones de Advanced Virgo; se espera que se actualice a 130 W al comienzo de la ejecución O4. [35] El detector Virgo original usaba un sistema láser maestro-esclavo , donde se usa un láser "maestro" para estabilizar un láser "esclavo" de alta potencia; el láser maestro era un láser Nd:YAG y el láser esclavo un láser Nd:YVO4 . [23] La solución adoptada para Advanced Virgo es disponer de un láser de fibra con una etapa de amplificación también hecha de fibras, para mejorar la robustez del sistema; en su configuración final, se planea combinar coherentemente la luz de dos láseres para lograr la potencia requerida. [29] [46] La longitud de onda del láser es de 1064 nanómetros, tanto en la configuración original como en Advanced Virgo. [35]

Este láser se envía al interferómetro después de pasar por el sistema de inyección, que garantiza aún más la estabilidad del haz, ajusta su forma y potencia y lo posiciona correctamente para entrar en el interferómetro. Los componentes clave del sistema de inyección incluyen el limpiador de modos de entrada (una cavidad de 140 metros de largo diseñada para mejorar la calidad del haz, estabilizando la frecuencia, eliminando la luz que se propaga de manera no deseada y reduciendo el efecto de desalineación del láser), un aislador de Faraday que evita que la luz regrese al láser y un telescopio de adaptación de modos, que adapta el tamaño y la posición del haz justo antes de que entre en el interferómetro. [29]

Espejos

Los grandes espejos ubicados en cada brazo son la óptica más crítica del interferómetro. Incluyen los dos espejos finales, ubicados en los extremos de los brazos del interferómetro de 3 km, y los dos espejos de entrada, ubicados cerca del comienzo de los brazos. Juntos, estos espejos forman una cavidad óptica resonante en cada brazo, donde la luz rebota miles de veces antes de regresar al divisor de haz, maximizando el efecto de la señal en la trayectoria del láser. [47] También permite aumentar la potencia de la luz que circula en los brazos. Estos espejos han sido diseñados específicamente para Virgo y están hechos a partir de tecnologías de última generación. Son cilindros de 35 cm de diámetro y 20 cm de espesor, [29] hechos del vidrio más puro que se puede obtener. [48] Los espejos están pulidos a nivel atómico para evitar que se difunda (y, por lo tanto, se pierda) luz. [49] Finalmente, se agrega un revestimiento reflectante (un reflector Bragg hecho con pulverización catódica de haz de iones ). Los espejos situados en los extremos de los brazos reflejan casi toda la luz entrante; menos del 0,002% de la luz se pierde en cada reflexión. [50]

Uno de los espejos del detector inicial de Virgo, ahora utilizado como modelo de exposición en el sitio de Virgo.

Además, en el diseño final están presentes otros dos espejos:

  • El espejo de reciclaje de energía, ubicado entre el láser y el divisor de haz. Como la mayor parte de la luz se refleja hacia el láser después de regresar al divisor de haz, este espejo reinyecta esta luz en el interferómetro principal, lo que aumenta la potencia en los brazos.
  • El espejo de reciclado de señales, ubicado a la salida del interferómetro, reinyecta parte de la señal dentro del interferómetro (actualmente, se prevé que la transmisión de este espejo sea del 40%), formando efectivamente otra cavidad. Al realizar pequeños ajustes en este espejo de reciclado de señales, se puede reducir el ruido cuántico en una parte de la banda de frecuencias, mientras que se aumenta en otras partes, lo que permite sintonizar el interferómetro para ciertas frecuencias. Actualmente se planea utilizar la configuración de "banda ancha", disminuyendo el ruido en frecuencias altas y bajas, pero aumentándolo en frecuencias intermedias. La disminución del ruido en frecuencias altas es de particular interés para estudiar la señal de momentos justo antes y después de una fusión de objetos compactos. [35] [16]

Superatenuadores

Cualquier espejo Virgo está soportado, en vacío, por una estructura mecánica que amortigua enormemente las vibraciones sísmicas. Un "superatenuador" consiste en una cadena de péndulos , que cuelgan de una plataforma superior, sostenida por tres patas largas y flexibles sujetas al suelo, formando un péndulo invertido . De esta manera, las vibraciones sísmicas superiores a 10 Hz se reducen en más de 10 12 veces [51] y la posición del espejo se controla con mucho cuidado.

Para mitigar el ruido sísmico que podría propagarse hasta los espejos, sacudiéndolos y oscureciendo así las posibles señales de ondas gravitacionales, los grandes espejos están suspendidos mediante un sistema complejo. Todos los espejos principales están suspendidos mediante cuatro fibras delgadas de sílice [52] que están unidas a una serie de atenuadores. Esta cadena de suspensión, llamada "superatenuador", tiene cerca de 8 metros de altura y también está al vacío [53] . Los superatenuadores no sólo limitan las perturbaciones en los espejos, sino que también permiten orientar con precisión la posición y la orientación de los mismos. La mesa óptica donde se ubican las ópticas de inyección utilizadas para dar forma al haz láser, así como los bancos utilizados para la detección de la luz, también están suspendidos y al vacío, para limitar los ruidos sísmicos y acústicos. En la configuración Advanced Virgo, toda la instrumentación utilizada para detectar señales de ondas gravitacionales y para orientar el interferómetro (fotodiodos, cámaras y la electrónica asociada) también está instalada en varios bancos suspendidos y al vacío [29] .

El diseño de los superatenuadores se basa principalmente en la atenuación pasiva del ruido sísmico, que se consigue encadenando varios péndulos , cada uno actuando como un oscilador armónico . Se caracterizan por una frecuencia de resonancia (que disminuye con la longitud del péndulo) por encima de la cual el ruido será amortiguado; encadenar varios péndulos permite reducir el ruido en doce órdenes de magnitud, a costa de introducir múltiples frecuencias de resonancia colectivas, que están a una frecuencia más alta que un único péndulo largo. [54] En el diseño actual, la frecuencia de resonancia más alta está alrededor de los 2 Hz, proporcionando una reducción de ruido significativa a partir de los 4 Hz, [29] y alcanzando el nivel necesario para detectar ondas gravitacionales alrededor de los 10 Hz. Un límite del sistema es que el ruido en la banda de frecuencia de resonancia (por debajo de los 2 Hz) no se filtra y puede generar grandes oscilaciones; esto se mitiga mediante un sistema de amortiguación activo, que incluye sensores que miden el ruido sísmico y actuadores que controlan el superatenuador para contrarrestar el ruido. [54]

Sistema de detección

Parte de la luz que circula en las cavidades de los brazos es enviada hacia el sistema de detección por el divisor de haz. En su configuración óptima, el interferómetro trabaja cerca de la "franja oscura", lo que significa que se envía muy poca luz hacia la salida (la mayor parte se envía de vuelta a la entrada, para ser recogida por el espejo de reciclado de energía). Una fracción de esta luz es reflejada de vuelta por el espejo de reciclado de señal, y el resto es recogida por el sistema de detección. Primero pasa por el limpiador de modos de salida, que permite filtrar los llamados "modos de alto orden" (luz que se propaga de forma no deseada, típicamente introducida por pequeños defectos en los espejos, y susceptible de degradar la medida [55] ), antes de llegar a los fotodiodos , que miden la intensidad de la luz. Tanto el limpiador de modos de salida como los fotodiodos están suspendidos y al vacío. [28]

Banco de detección del interferómetro Virgo antes de su instalación en abril de 2015. Tiene 88 cm de ancho y alberga el limpiador de modos de salida; el fotodiodo que mide la señal está colocado en otro banco.

A partir de la ejecución O3, se introdujo una fuente de vacío comprimido para reducir el ruido cuántico, que es una de las principales limitaciones a la sensibilidad. Al reemplazar el vacío estándar por un vacío comprimido, las fluctuaciones de una cantidad se reducen, a expensas de aumentar las fluctuaciones de la otra cantidad debido al principio de incertidumbre de Heisenberg . En el caso de Virgo, las dos cantidades son la amplitud y la fase de la luz. La idea de utilizar vacío comprimido fue propuesta por primera vez en 1981 por Carlton Caves , durante la infancia de los detectores de ondas gravitacionales. [56] Durante la ejecución O3, se implementó una compresión independiente de la frecuencia, lo que significa que la compresión es idéntica en todas las frecuencias; se utilizó para reducir el ruido de disparo (dominante en altas frecuencias) y aumentar el ruido de presión de radiación (dominante en bajas frecuencias), ya que este último no limitaba la sensibilidad del instrumento. [57] Debido a la adición de la inyección de vacío comprimido, el ruido cuántico se redujo en 3,2 dB a altas frecuencias, lo que resultó en un aumento del rango del detector de un 5-8%. [58] Actualmente, se producen estados comprimidos más sofisticados [59] combinando la tecnología de O3 con una nueva cavidad de 285 m de largo, conocida como cavidad de filtro. Esta tecnología se conoce como compresión dependiente de la frecuencia y ayuda a reducir el ruido de disparo a altas frecuencias (donde el ruido de presión de radiación no es relevante) y a reducir el ruido de presión de radiación a bajas frecuencias (donde el ruido de disparo es bajo). [60] [61]

Infraestructura

Visto desde el aire, el detector Virgo tiene una característica forma de "L" con sus dos brazos perpendiculares de 3 km de longitud. Los "túneles" de los brazos albergan tubos por los que viajan los rayos láser en el vacío.

Virgo es la instalación de ultra alto vacío más grande de Europa, con un volumen total de 6.800 metros cúbicos. [62] Los dos brazos de 3 km están hechos de un tubo de acero largo de 1,2 m de diámetro en el que la presión residual objetivo es de aproximadamente 1 milésima de una milmillonésima de atmósfera (mejorando en un factor de 100 con respecto al nivel original de Virgo). Por lo tanto, las moléculas de gas residual (principalmente hidrógeno y agua) tienen un impacto limitado en la trayectoria de los rayos láser. [29] Grandes válvulas de compuerta están ubicadas 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. [63] Los tubos se someten a un proceso llamado horneado, donde se calientan a 150 °C para eliminar las partículas no deseadas atrapadas en las superficies; si bien las torres también se hornearon en el diseño inicial de Virgo, ahora se utilizan trampas criogénicas para evitar la contaminación. [29]

Debido a la alta potencia del interferómetro, los espejos son susceptibles a los efectos térmicos causados ​​por el calentamiento inducido por el láser (a pesar de tener una absorción extremadamente baja ). Estos efectos térmicos pueden tomar la forma de una deformación de la superficie debido a la dilatación , o un cambio en el índice de refracción del sustrato; esto da como resultado una fuga de potencia del interferómetro y perturbaciones de la señal. Estos dos efectos se explican por el sistema de compensación térmica (TCS), que incluye sensores llamados sensores de frente de onda Hartmann [64] (HWS), utilizados para medir la aberración óptica a través de una fuente de luz auxiliar, y dos actuadores : láseres de CO 2 , que calientan selectivamente partes del espejo para corregir los defectos, y calentadores de anillo, que ajustan con precisión el radio de curvatura del espejo. El sistema también corrige los "defectos fríos", que son defectos permanentes introducidos durante la fabricación del espejo. [65] [29] Durante la ejecución del O3, el TCS pudo aumentar la potencia que circulaba dentro del interferómetro en un 15% y disminuir la potencia que salía del interferómetro en un factor de 2. [66]

Uno de los calibradores newtonianos ("NCal") antes de su instalación en el detector. Varios de ellos están instalados cerca de uno de los espejos de los extremos; el movimiento del rotor genera una fuerza gravitacional variable sobre el espejo, lo que permite moverlo de manera controlada.

Otro componente importante es el sistema de control de la luz parásita, que se refiere a cualquier luz que se salga del camino designado del interferómetro, ya sea por dispersión en una superficie o por reflexión no deseada. La recombinación de esta luz parásita con el haz principal del interferómetro puede ser una fuente importante de ruido y, a menudo, es difícil de rastrear y modelar. La mayoría de los esfuerzos para mitigar la luz parásita se basan en placas absorbentes llamadas "deflectores", colocadas cerca de la óptica y dentro de los tubos; se necesitan precauciones adicionales para evitar que los deflectores afecten el funcionamiento del interferómetro. [67] [68] [62]

Para estimar adecuadamente la respuesta del detector a las ondas gravitacionales y así reconstruir correctamente la señal, se requiere un paso de calibración , que implica mover los espejos de forma controlada y medir el resultado. Durante la era inicial de Virgo, esto se lograba principalmente agitando uno de los péndulos a los que está suspendido el espejo usando bobinas para generar un campo magnético que interactúa con imanes fijados al péndulo. [69] Esta técnica se empleó hasta O2. Para O3, el principal método de calibración se convirtió en la calibración de fotones ("PCal") que hasta entonces se había utilizado como un método secundario para validar los resultados; utiliza un láser auxiliar para desplazar el espejo a través de la presión de radiación . [70] [71] Además, un nuevo método llamado calibración newtoniana ("NCal") se ha introducido al final de O2, que permite validar los resultados de Pcal; se basa en la gravedad para mover el espejo, colocando una masa giratoria a una distancia específica del espejo. [72] [71] Al comienzo de la segunda parte de O4, el Ncal se convirtió en el principal método de calibración después de lograr un mejor rendimiento que el Pcal; el Pcal todavía se utiliza para validar los resultados del Ncal y sondear frecuencias más altas inaccesibles para el Ncal. [73]

Por último, el instrumento requiere un sistema de adquisición de datos eficiente. Este sistema se encarga de gestionar los datos medidos a la salida del interferómetro y de los numerosos sensores presentes en el sitio, escribirlos en archivos y distribuirlos para el análisis de datos. Para ello, se han desarrollado hardware y software dedicados a satisfacer las necesidades específicas de Virgo. [74]

Ruido y sensibilidad

Fuentes de ruido

Visualización de un fallo de onda gravitacional en forma de "pez koi", a partir de datos de LIGO Hanford tomados en 2015. La parte superior representa la salida del detector ("tensión") en función del tiempo, mientras que la parte inferior muestra la distribución de frecuencia de la potencia en función del tiempo. Este tipo de fallo es de origen desconocido y cubre un amplio rango de frecuencias, con "aletas" características en frecuencias más bajas en el gráfico de tiempo-frecuencia. [75]

Debido a la precisión requerida en la medición, el detector Virgo es sensible a varias fuentes de ruido que limitan su capacidad para detectar señales de ondas gravitacionales. Algunas de estas fuentes corresponden a amplios rangos de frecuencia y limitan la sensibilidad general del detector, [76] [62] como:

  • Ruido sísmico (cualquier movimiento del suelo de numerosas fuentes, como las olas del mar Mediterráneo, el viento o la actividad humana, como el tráfico), generalmente en frecuencias bajas de hasta aproximadamente 10 hercios (Hz)
  • Ruido térmico de los espejos y sus cables de suspensión, correspondiente a la agitación del espejo/suspensión por su propia temperatura, de unas decenas a unas centenas de Hz.
  • Ruido cuántico , que incluye el ruido del disparo del láser , correspondiente a la fluctuación de la potencia recibida por los fotodiodos y relevante por encima de unos pocos cientos de Hz, y el ruido de presión de radiación , correspondiente a la presión aplicada por el láser sobre el espejo, que es relevante a baja frecuencia.
  • Ruido newtoniano, causado por pequeñas fluctuaciones en el campo gravitacional de la Tierra, que afecta la posición del espejo, relevante por debajo de los 20 Hz

Además de estas amplias fuentes de ruido, otras pueden afectar frecuencias específicas. Entre ellas se incluyen, en particular, una fuente a 50 Hz (así como armónicos a 100, 150 y 200 Hz), correspondiente a la frecuencia de la red eléctrica europea ; los denominados "modos violín" a 300 Hz (y varios armónicos), correspondientes a la frecuencia de resonancia de las fibras de suspensión (que pueden vibrar a una frecuencia específica, al igual que las cuerdas de un violín); y las líneas de calibración, que aparecen cuando se mueven los espejos para su calibración. [77] [78]

Otras fuentes de ruido también pueden tener un impacto a corto plazo: el mal tiempo o los terremotos pueden aumentar temporalmente el nivel de ruido. [62]

Por último, pueden aparecer varios artefactos de corta duración en los datos debido a muchos posibles problemas instrumentales; estos suelen denominarse "fallos". Se estima que alrededor del 20% de los eventos detectados se ven afectados por fallos, lo que requiere métodos de procesamiento de datos específicos para mitigar su impacto. [79]

Sensibilidad del detector

Curva de sensibilidad del detector Virgo en la banda de frecuencias [10 Hz; 10 kHz], calculada en agosto de 2011. [80] Su forma es típica: el ruido térmico del péndulo suspendido del espejo domina a baja frecuencia, mientras que el aumento a alta frecuencia se debe al ruido del disparo del láser. Entre medias, se pueden ver resonancias (por ejemplo, los modos del violín suspendido) y contribuciones de varios ruidos instrumentales (entre los que se encuentran la frecuencia de 50 Hz de la red eléctrica y sus armónicos ).

Como la sensibilidad depende de la frecuencia , se suele representar como una curva correspondiente al espectro de potencia del ruido (o a menudo al espectro de amplitud, que es la raíz cuadrada del espectro de potencia); cuanto más baja sea la curva, mejor será la sensibilidad. Virgo es un detector de banda ancha cuya sensibilidad varía desde unos pocos Hz hasta 10 kHz; la imagen adjunta muestra un ejemplo de una curva de sensibilidad de Virgo de 2011, trazada utilizando una escala logarítmica .

La medida más común para la sensibilidad de un detector de ondas gravitacionales es la "distancia del horizonte", definida como la distancia a la que una estrella de neutrones binaria con masas 1,4 M ☉ –1,4 M ☉ (donde M ☉ es la masa solar ) produce una relación señal-ruido de 8 en el detector. Generalmente se expresa en megaparsecs . [81] Por ejemplo, el rango para Virgo durante la ejecución de O3 fue entre 40 y 50 Mpc. [6] Este rango es solo un indicador y no representa un rango máximo para el detector; las señales de fuentes más masivas tendrán una amplitud mayor y, por lo tanto, se pueden detectar desde más lejos.

Los cálculos muestran que la sensibilidad del detector se escala aproximadamente como , donde es la longitud de la cavidad del brazo y la potencia del láser en el divisor de haz. Para mejorarla, se deben aumentar estas dos cantidades. Esto se logra teniendo brazos largos, utilizando cavidades ópticas dentro del brazo para maximizar la exposición a la señal e implementando reciclaje de energía para aumentar la potencia en los brazos. [76] [82] 1 yo × PAG {\displaystyle {\frac {1}{L\times {\sqrt {P}}}}} yo {\estilo de visualización L} PAG {\estilo de visualización P}

Análisis de datos

Una parte importante de los recursos de la colaboración Virgo se dedica al desarrollo y la implementación de software de análisis de datos diseñado para procesar la salida del detector. Aparte del software de adquisición de datos y las herramientas para distribuir los datos, este esfuerzo se comparte en su mayor parte con los miembros de las colaboraciones LIGO y KAGRA, como parte de la colaboración LIGO-Virgo-KAGRA (LVK). [83]

Los datos del detector están inicialmente disponibles solo para los miembros de LVK; los segmentos de datos sobre los eventos detectados se publican en el momento de la publicación del artículo relacionado, y los datos completos se publican después de un período exclusivo, que actualmente dura 18 meses. Durante la tercera serie de observaciones (O3), esto dio lugar a dos publicaciones de datos separadas (O3a y O3b), correspondientes a los primeros seis meses y los últimos seis meses de la serie respectivamente. [84] Los datos están entonces disponibles para cualquier persona en la plataforma Gravitational Wave Open Science Center (GWOSC). [85] [86]

El análisis de los datos requiere una variedad de técnicas diferentes, dirigidas a los diferentes tipos de fuentes. La mayor parte del esfuerzo se dedica a la detección y análisis de fusiones de objetos compactos, el único tipo de fuente detectado hasta ahora. Varios programas de análisis diferentes se ejecutan en los datos en busca de este tipo de eventos, y se utiliza una infraestructura dedicada para emitir alertas a la comunidad en línea. [87] Otros esfuerzos se llevan a cabo después del período de toma de datos ("offline"), incluyendo búsquedas de fuentes continuas [88] o de un fondo estocástico , [89] así como un análisis más profundo de los eventos detectados. [87]

Resultados científicos

Mapa de todo el cielo utilizando la proyección de Mollweide, que muestra dos áreas correspondientes a la localización de un evento utilizando solo los 2 detectores LIGO, y utilizando tanto LIGO como Virgo. El área con los 3 detectores es menor en un factor 20.
Localización en el cielo del evento GW170814 , tanto con los dos detectores LIGO como con la red completa. La incorporación de Virgo permite una localización mucho más precisa.

La primera detección de una señal gravitacional por parte de Virgo tuvo lugar durante la segunda serie de observaciones (O2) de la era "Avanzada", ya que solo los detectores LIGO estaban en funcionamiento durante la primera serie de observaciones. El evento, llamado GW170814 , fue una coalescencia entre dos agujeros negros, y también el primer evento detectado por tres detectores diferentes, lo que permitió mejorar enormemente su localización en comparación con los eventos de la primera serie de observaciones. También permitió la primera medida concluyente de polarizaciones de ondas gravitacionales , lo que proporcionó evidencia contra la existencia de polarizaciones distintas a las predichas por la relatividad general. [30]

Pronto fue seguido por el más famoso GW170817 , la primera fusión de dos estrellas de neutrones detectada por la red de ondas gravitacionales, y a partir de enero de 2023 el único evento con una detección confirmada de una contraparte electromagnética, tanto en rayos gamma como en telescopios ópticos, y más tarde en los dominios de radio y rayos X. Si bien no se observó ninguna señal en Virgo, esta ausencia fue crucial para poner restricciones más estrictas en la localización del evento. [5] Este evento tuvo tremendas repercusiones en la comunidad astronómica, involucrando a más de 4000 astrónomos, [90] mejorando la comprensión de las fusiones de estrellas de neutrones, [91] y poniendo restricciones muy estrictas en la velocidad de la gravedad . [92]

Se han realizado varias búsquedas de ondas gravitacionales continuas en datos de las ejecuciones anteriores. En la ejecución O3, estas incluyen una búsqueda en todo el cielo, [93] búsquedas dirigidas hacia Scorpius X-1 [94] y varios púlsares conocidos (incluidos los púlsares Crab y Vela ), [95] [96] y una búsqueda dirigida hacia los remanentes de supernova Cassiopeia A y Vela Jr. [97] y el Centro Galáctico . [98] Si bien ninguna de las búsquedas logró identificar una señal, esto permitió establecer límites superiores en algunos parámetros; en particular, se encontró que la desviación de las bolas giratorias perfectas para los púlsares conocidos cercanos es como máximo del orden de 1 mm. [93]

Virgo se incluyó en la última búsqueda de un fondo de ondas gravitacionales junto con LIGO, combinando los resultados de O3 con los de las ejecuciones O1 y O2 (que solo utilizaron datos de LIGO). No se observó ningún fondo estocástico, lo que mejoró las restricciones previas sobre la energía del fondo en un orden de magnitud. [99]

También se han obtenido estimaciones amplias de la constante de Hubble y la mejor estimación actual es 68+12
-8km s −1 Mpc −1 , combinando resultados de agujeros negros binarios y del evento GW170817. Este resultado es coherente con otras estimaciones de la constante, pero no lo suficientemente preciso como para resolver los debates actuales sobre su valor exacto. [42]

Superar a

La colaboración Virgo participa en varias actividades que promueven la comunicación y la educación sobre las ondas gravitacionales para el público en general. [100] Una de las actividades más destacadas es la organización de visitas guiadas a las instalaciones de Virgo para escuelas, universidades y el público en general; [101] sin embargo, muchas de las actividades de divulgación se llevan a cabo fuera del sitio de Virgo. Esto incluye actividades educativas como conferencias públicas y cursos sobre las actividades de Virgo, incluso para clases escolares, [100] pero también participa en varios festivales científicos, [102] [103] [104] que involucran el desarrollo de métodos y dispositivos para la comprensión pública de las ondas gravitacionales (y temas relacionados). La colaboración también está involucrada en varios proyectos artísticos, que van desde proyectos visuales como "El ritmo del espacio" en el Museo della Grafica en Pisa, [105] o "On Air" en el Palais de Tokyo , [106] hasta proyectos musicales con diferentes conciertos. [107] También incluye actividades que promueven la igualdad de género en la ciencia, por ejemplo destacando a las mujeres que trabajan en Virgo en las comunicaciones al público en general. [108]

  • Descripción general del sitio Virgo
    Descripción general del sitio Virgo
  • Vista aérea del detector Virgo
    Vista aérea del detector Virgo
  • Vista del brazo norte de Virgo de 3 km de longitud
    Vista del brazo norte de Virgo de 3 km de longitud
  • El sitio de Virgo con, en primer plano, el edificio que alberga la sala de control del detector y el centro informático local.
    El sitio de Virgo con, en primer plano, el edificio que alberga la sala de control del detector y el centro informático local.
  • El edificio central de Virgo que alberga el láser y el espejo divisor de haz.
    El edificio central de Virgo que alberga el láser y el espejo divisor de haz.
  • Vista del brazo oeste de Virgo, de 3 km de longitud (tubo derecho). El tubo de la izquierda, de 150 metros de longitud, alberga la cavidad del limpiador de modos que se utiliza para filtrar espacialmente el haz láser.
    Vista del brazo oeste de Virgo, de 3 km de longitud (tubo derecho). El tubo de la izquierda, de 150 metros de longitud, alberga la cavidad del limpiador de modos que se utiliza para filtrar espacialmente el haz láser.

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