LIGO, observatorio de ondas gravitacionales.

Observatorio de Interferómetro Láser gravitacional-Wave (LIGO).
Foto aérea de LIGO Livingston, Louisiana, mostrando todos los brazos de 4 km de largo y parte del otro (a la derecha). Los brazos visibles son estructuras de hormigón que protegen los tubos de vacío de los elementos.
 (Crédito: Laboratorio Caltech / MIT / LIGO)

LIGO es el observatorio de ondas gravitacionales más grande del mundo y un experimento de física de vanguardia. Compuesto por dos enormes interferómetros láser situados a miles de kilómetros de distancia, LIGO explora las propiedades físicas de la luz y del espacio mismo para detectar y comprender los orígenes de las ondas gravitatorias.

A pesar de que se llama observatorio, LIGO es diferente a cualquier otro tipo de observatorio clásico en la Tierra. LIGO no se parece en nada a lo que es un clásico observatorio de la Tierra, no es una cúpula con el telescopio en la cima de una montaña. Como observatorio de ondas gravitacionales, LIGO no se parece en nada a esto, como ilustra claramente la foto de la cabecera de la entrada del interómetro LIGO en Livingston.

Aunque LIGO buscará las ondas gravitatorias desde el espacio, y se llama un "Observatorio", LIGO no está, propiamente hablando, destinado a ser únicamente una instalación astronómica. LIGO es realmente un experimento de física en la escala y complejidad de algunos de los aceleradores de partículas gigantes del mundo y los laboratorios de física nuclear. Aunque su misión es detectar ondas gravitatorias de algunos de los procesos más violentos y enérgicos del Universo, los datos que recolectará tendrán efectos de largo alcance en muchas áreas de la física, incluyendo gravitación, relatividad, astrofísica, cosmología, física de partículas y física nuclear.

Dado que LIGO tiene la palabra "Observatorio" en ella, sin embargo, es útil describir primero cómo difiere de los observatorios que la mayoría de la gente imagina. Tres cosas distinguen verdaderamente a LIGO de un observatorio astronómico:
  1. LIGO es ciego. A diferencia de los telescopios ópticos o de radio, LIGO no puede ver la radiación electromagnética (por ejemplo, luz visible, ondas de radio, microondas) ni tiene que hacerlo porque las ondas gravitacionales no forman parte del espectro electromagnético. De hecho, la radiación electromagnética del espacio es tan poco importante para LIGO que está completamente aislada y protegida del mundo exterior. LIGO no puede (ni necesita) ver nada. Más bien, se siente por las ondas gravitacionales invisibles.
  2. LIGO es lo contrario de la ronda. Dado que LIGO no necesita recoger la luz de estrellas u otros objetos en el Universo, no necesita ser en forma de plato como espejos de telescopio o platos de radio, que recogen y enfocan la radiación electromagnética para producir imágenes. En lugar de tener "ojos" típicos de los observatorios astronómicos, LIGO tiene realmente orejas compuestas por dos tubos de vacío de acero de 4 km de largo, de 1,2 m de diámetro, dispuestos en forma de "L" y protegidos Por un recinto de concreto de 10 metros de ancho y 12 pies de altura que protege los tubos del mundo exterior.
  3. LIGO no puede funcionar solo. Mientras que un observatorio astronómico puede funcionar y recoger datos muy bien por sí solo (algunos no, por elección), los observatorios de ondas gravitacionales como LIGO no pueden operar solo. La única manera de detectar definitivamente una onda gravitacional es operando al unísono con un gemelo distante de modo que las vibraciones locales no se confundan con señales procedentes de ondas gravitatorias. Hay algunas razones muy buenas para esto que puede aprender en Detectores duales de LIGO.
Estas son las tres diferencias físicas más importantes entre LIGO, un observatorio de ondas gravitacionales y observatorios astronómicos.

Interferómetro.
Los interferómetros son herramientas de investigación utilizadas en muchos campos de la ciencia y la ingeniería. Se llaman interferómetros porque trabajan fusionando dos o más fuentes de luz para crear un patrón de interferencia, que puede medirse y analizarse, por lo tanto son "Interfere-ometer". Los patrones de interferencia generados por interferómetros contienen información sobre el objeto o fenómeno que se está estudiando. A menudo se utilizan para hacer mediciones muy pequeñas que no son realizables de otra manera. Esta es la razón por la cual son tan poderosos para la detección de ondas gravitacionales, los interferómetros de LIGO están diseñados para medir una distancia 1 / 10,000 de la anchura de un protón.

Ampliamente utilizado hoy en día, los interferómetros fueron inventados en realidad a finales del siglo XIX por Albert Michelson. El interferómetro de Michelson fue utilizado en 1887 en el "experimento de Michelson-Morley", que intentó demostrar o refutar la existencia del "éter luminoso", una sustancia en ese momento del pensamiento humano que permeaba el universo. Todos los interferómetros modernos han evolucionado a partir de este primero, ya que demostró cómo las propiedades de la luz se puede utilizar para hacer la más pequeña de las mediciones. La invención de los láseres ha permitido a los interferómetros realizar las mediciones más pequeñas concebibles, como las requeridas por LIGO.  Notablemente, la estructura básica de los interferómetros de LIGO difiere poco del interferómetro que Michelson diseñó hace más de 125 años, pero con algunas características adicionales, descritas en el Interferómetro de LIGO.

Esquema básico de los interferómetros de LIGO con una onda gravitacional entrante representada como llegando directamente por encima del detector. (Imagen: LIGO)

El interferómetro de LIGO es un interferómetro Láser.
Aunque son mucho más sofisticados, en sus núcleos, los interferómetros de LIGO son fundamentalmente Interferometros de Michelson, un dispositivo inventado en la década de 1880. Podemos decir esto porque los interferómetros de Michelson y LIGO comparten las siguientes características:
  • Ambos son en forma de L (no todos los interferómetros son de esta forma)
  • Ambos tienen espejos en los extremos de los brazos para reflejar la luz con el fin de combinar los rayos de luz y crear un patrón de interferencia
  • Ambos miden patrones e intensidad de un haz de luz resultante después de que dos haces se han superpuesto o forzado a "interferir"
Pero aquí es donde terminan las similitudes. El tamaño y la complejidad añadida de los interferómetros de LIGO son mucho más allá de lo que Michelson podría haber imaginado o que su interferómetro original podría haber logrado.

Los interferómetros de LIGO son de lejos los más grandes jamás construidos. Con brazos de 4 km de largo, son 360 veces más grandes que el utilizado en el experimento Michelson-Morley (que tenía brazos de 11 m de longitud). Esto es particularmente importante en la búsqueda de ondas gravitacionales porque cuanto más largos son los brazos de un interferómetro, más se aleja el láser y más sensible a los cambios de longitud que el instrumento se hace. Intentar medir un cambio en la longitud del brazo 10.000 veces menor que un protón significaba que LIGO tenía que ser más sensible que cualquier instrumento científico jamás construido, por lo que cuanto más tiempo mejor. Pero hay limitaciones prácticas obvias a cuánto tiempo se puede construir un interferómetro. Incluso con brazos de 4 km de largo, si los interferómetros de LIGO fueran Michelsons básicos (con un reflejo de luz), todavía no serían lo suficientemente largos para detectar las ondas gravitatorias ... y aún lo son. ¿Cómo es esto posible? Este obstáculo se resolvió alterando el diseño del Michelson para incluir modificaciones llamadas "cavidades de Fabry Perot".

La "cavidad" de Fabry Perot es en realidad la longitud total de 4 km de cada brazo entre el divisor de haz y el extremo de cada brazo. Espejos adicionales colocados cerca del divisor de haz están precisamente alineados para reflejar cada haz láser hacia adelante y hacia atrás a lo largo de esta longitud de 4 km aproximadamente 280 veces antes de que finalmente se funde con el haz del otro brazo. Lo que nos hace obtener una longitud total de 1.120 kilómetros por los 4 kilómetros de longitud de cada brazo, 144.000 veces más grande que el interferómetro de Michelson, aumentando la sensibilidad y la capacidad de captar cambios en los brazos miles de veces más pequeñas que el tamaño de un protón

Láser potenciado por energía
La longitud no es el único factor de diseño importante para la sensibilidad de LIGO, la potencia del láser también cuenta. Mientras aumenta la longitud aumenta la sensibilidad del interferómetro a las vibraciones, el aumento de la potencia del láser mejora la resolución del interferómetro. Cuantos más fotones láser se muevan a través de cada brazo y se fusionen en el divisor de haz, más agudo será el patrón de interferencia resultante en el fotodiseo, lo que a su vez hará "más fácil" reconocer la firma parpadeante de las ondas gravitatorias.

Pero también hay un problema. Para que LIGO funcione a plena sensibilidad, su láser tiene que brillar a 750 kilovatios. Pero el láser de LIGO entra en el interferómetro a 200 vatios. Y al igual que es imposible construir un interferómetro de 1.120 km de longitud, la construcción de un láser de 750 kW también es una imposibilidad práctica. Entonces, ¿cómo LIGO aumentar el poder de su láser 3750 veces sin utilizar realmente más potencia?

¡Más espejos! Específicamente, espejos de "reciclaje de potencia" situados entre la fuente de láser y el divisor de haz. Al igual que el divisor de haz, el espejo de reciclaje de energía es sólo parcialmente reflectante (un "espejo unidireccional"). La figura de la izquierda muestra esquemáticamente dónde se encuentra un espejo.

En un espejo de reciclado de energía, la luz procedente del láser pasa a través del lado transparente del espejo para alcanzar el divisor de haz donde está dividido y dirigido hacia abajo por los brazos del interferómetro. La alineación del instrumento asegura que casi toda la luz láser reflejada de los brazos siga un camino de regreso a los espejos de reciclaje en lugar de al fotodetector. La luz láser procedente de los brazos se refleja de nuevo en el interferómetro (de ahí el "reciclaje") donde esos fotones se suman a los primeros que entran. Este proceso aumenta enormemente la potencia del haz sin necesidad de generar un haz de 750 kW al principio.

El aumento de potencia generado por el reciclado de energía agudiza el patrón de interferencia que aparece cuando se superponen los dos haces - el patrón que dirá a los científicos si una onda gravitacional ha pasado. Cuanto más nítido sea el patrón, más fácil será reconocer las huellas dactilares de las ondas gravitatorias.

Otras dos modificaciones hacen que los interferómetros de LIGO sean únicos. En primer lugar, también poseen "señal de reciclaje" espejos, que como el reciclaje de energía, mejorar la señal de salida. Y en segundo lugar, pero lo más importante, los interferómetros de LIGO pueden amortiguar las vibraciones no deseadas (ruido), lo que facilita a los científicos eliminar las vibraciones causadas por las ondas gravitatorias. Con estas modificaciones, el interferómetro de LIGO se clasifica como Interferómetro Michelson de doble reciclado, Fabry-Perot.

Para saber más sigue el enlace:

Créditos:
NASA/JPL-Caltech/MIT

Entradas más vistas en los últimos 30 días.

Del material que están hechos los agujeros negros.

Un abrazo entre galaxias.

Las grandes sorpresas pueden venir en pequeños paquetes.

El Hubble Ultra Deep Field y MACS J1149.5 + 2223.

Una tímida galaxía vecina.

Estudio en escarlata.

Júpiter y el cometa Shoemaker-Levy 9.

Arp 244, la galaxia de las antenas por el Hubble.

Fusiones de galaxias generan ondas de radio.

Cómo convertirse en una estrella.