Virgo (interferómetro)

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Experimento Virgo
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Member countries of the Virgo scientific collaboration.svg
     Miembros fundadores      Miembros adheridos
Tipo Colaboración científica internacional
Objetivos Detección de ondas gravitacionales
Fundación 1993
Sede Santo Stefano a Macerata, Cascina.
Presupuesto Unos 10 millones de euross por año
Miembros CNRS, (Francia, INFN (Italia), NIKHEF (Países Bajos), POLGRAW (Polonia) y RMKI (Hungría)
Empleados Más de 320
Miembro de LVC (Colaboración científica entre LIGO y Virgo)
Estructura
Facebook EGOVirgoCollaboration
Twitter Virgo
Coordenadas 43°37′53″N 10°30′18″E / 43.63139, 10.505
Sitio web public.virgo-gw.eu/language/it
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El interferómetro Virgo es un gran interferómetro diseñado para detectar ondas gravitacionales predichas por las teoría general de la Relatividad. Virgo es un interferómetro de Michelson aislado de perturbaciones externas: sus espejos están suspendidos y el haz láser opera en el vacío. Los dos brazos del interferómetro miden unos 3 km y se encuentra situado cerca de Pisa, Italia.

Virgo forma parte de una colaboración científica entre 5 países: Italia, Francia, Países Bajos, Polonia y Hungría. Existen otros interferómetros similares a Virgo con el mismo objetivo de detectar ondas gravitacionales, incluidos los dos interferómetros LIGO de los Estados Unidos (situados en Hanford Site and Livingston (Luisiana)). Desde 2007, Virgo y LIGO han acordado compartir y analizar juntos los datos grabados por sus detectores publicar sus resultados de manera conjunta.[1]​ Debido a que los detectores interferométricos no son direccionales (analizan el cielo en su totalidad) y se buscan señales muy débiles y poco frecuentes, la detección simultánea de ondas gravitacionales en varios instrumentos es necesaria para confirmar y determinar su origen.

El interferómetro fue nombrado en honor al Cúmulo de Virgo, que contiene unas 1 500 galaxias y se encuentra en dirección a la constelación de Virgo, a unos 50 millones de años-luz de nuestro Sistema Solar. Virgo observa continuamente el universo buscando fenómenos extremadamente raros y lejanos como pueden ser la fusión de sistemas binarios, estrellas de neutrones o agujeros negros, explosiones de supernovas, estallidos gamma, por tanto, a mayor sensibilidad del detector, mayor número de galaxias analizadas y mayor posibilidad de detección.

Historia[editar]

El proyecto Virgo fue aprobado en 1993 por el CNRS francés y el INFN italiano, los dos institutos que iniciaron el experimento. La construcción del detector empezó en 1996 en Cascina, localidad de la provincia de Pisa, Italia.

En Diciembre de 2000,[2]​ el CNRS y el INFN crearon el Observatorio Gravitacional Europeo (consorcio EGO). EGO es responsable de las instalaciones de Virgo, encargado de su construcción y mantenimiento, así como de las mejoras que se hagan. El objetivo de EGO también es la promoción de la investigación y los estudios sobre gravitación en Europa. En diciembre de 2015, 19 laboratorios, además de EGO eran miembros de la colaboración Virgo.

En la década de los 2000, el primer detector Virgo fue construido y oficialmente comenzó a operar. El instrumento alcanzó la sensibilidad predicha para detectar ondas gravitacionales. El esfuerzo durante todo ese tiempo permitió validar las elecciones técnicas hechas durante el proceso de construcción de Virgo; también mostró que los interferómetros gigantes constituyen dispositivos prometedores en el campo de la detección de ondas gravitacionales en una ancha banda de frecuencias .[3][4]​ Sin embargo, el Virgo inicial no era aún lo suficientemente sensible para conseguir esas detecciones. Por lo tanto, fue desmantelado desde 2011 con objeto de ser reemplazado por un Virgo "avanzado" que prometía incrementar su sensibilidad en un factor 10. El detector Virgo avanzado se beneficia de la experiencia obtenida con el detector inicial y de los avances tecnológicos desde que se construyó.

La construcción de detector Virgo inicial se completó en Junio de 2003[5]​ y a continuación se sucedieron diversos periodos de toma de datos entre 2007 y 2011.[6]​ Algunos de estos periodos se hicieron en coincidencia con los dos detectores LIGO. Después, empezó un largo periodo de mejoras hacia el detector de segunda generación, llamado Advanced Virgo; su objetivo es alcanzar una sensibilidad que sea un orden de magnitud mejor que detector Virgo inicial, permitiendo observar un volumen del Universo 1,000 más grande, haciendo más probable la detección de ondas gravitacionales.

Advanced Virgo comenzó su periodo de puesta en marcha en 2016, uniendose a los dos detectores avanzados LIGO ("aLIGO") para un primer periodo de observación de "ingeniería" en mayo y junio de 2017.[7]​ El 14 de agosto de 2017, LIGO y Virgo detectaron una señal, GW170814, de la que se informó el 27 de septiembre de 2017. Esta fue la primera fusión de agujeros negros detectada por ambos detectores LIGO y Virgo conjuntamente .[8]

Objetivos[editar]

Foto aérea del emplazamiento del experimento Virgo, donde se muestran el edificio central, el edificio del Mode-Cleaner, la totalidad de los 3 km del brazo oeste y el principio del brazo norte (a la derecha). El resto de edificios incluyen oficinas, zonas de trabajo, el centro de computación local y la sala de control del interferómetro. Cuando se tomó esta imagen, el edificio que alberga la dirección del proyecto y la cantina no se había construido todavía.

El primer objetivo de Virgo es observar directamente ondas gravitacionales, una predicción directa de la relatividad general de Albert Einstein.[9]​ El estudio durante tres décadas del púlsar binario 1913+16. cuyo descubrimiento fue premiado con el Premio Nobel de Física 1993, llevó a la evidencia indirecta de de la existencia de ondas gravitacionales. La observación de la evolución con el tiempo del periodo orbital de este púlsar binario concuerda con la hipótesis de que el sistema está perdiendo energía al emitir ondas gravitacionales.[10]​ El movimiento de rotación se está acelerando (su periodo, que en 2004 era de 7.75 horas, disminuye 76.5 microsegundos por año) y las dos estrellas compactas se acercan alrededor de tres metros cada año. La fusión se producirá dentro de 300 millones de años. Pero sólo los últimos instantes que precederán a esta particular colisión cósmica generarán ondas gravitacionales suficientemente fuertes para ser visibles por un detector como Virgo. Este escenario teórico para la evolución del Púlsar Binario B1913+16 sería confirmado por una detección directa de ondas gravitacionales procedentes de un sistema similar, que es el objetivo fundamental de los detectores interferométricos gigantes como Virgo y LIGO

A largo plazo, tras cumplir el objetivo principal de descubrir ondas gravitacionales, Virgo pretende ser parte del nacimiento de una nueva rama de la astronomía observando el Universo con una perspectiva diferente y complementaria que los telescopios y detectores actuales. La información obtenida por ondas gravitacionales será añadida a la proporcionada por el estudio del espectro electromagnético (microondas, ondas de radio, infrarrojo, espectro visible, ultravioleta, rayos X y rayos gamma), los rayos cósmicos y los neutrinos. Con el fin de correlacionar una detección de ondas gravitacionales con eventos visibles y localizados en el cielo, las colaboración LIGO y VIRGO han firmado acuerdo bilaterales con muchos equipos que operan telescopios para informar rápidamente (en una escala de tiempo de algunos días o pocas horas) de que se ha observado una potencial señal de onda gravitacional. Estas alertas deben ser enviadas antes de saber si la señal es real o no, debido a que la fuente (en el caso de que sea real) puede ser visible sólo durante un corto periodo de tiempo.

Detección interferométrica de ondas gravitacionales[editar]

Efecto de una onda gravitacional en una cavidad óptica[editar]

En relatividad general, una onda gravitacional es una perturbación del espacio-tiempo que se propaga a la velocidad de la luz. Ésta curva ligeramente el espacio-tiempo, cambiando localmente el camino de la luz. Matemáticamente hablando, si es la amplitud (que se supone pequeña) de la onda gravitacional incidente y es la longitud de la cavidad óptica donde circula la luz, el cambio en el camino óptico debido a la onda gravitacional viene dado por la fórmula:[11]

donde es un factor geométrico que depende de la orientación relativa entre la cavidad y la dirección de propagación de la onda gravitacional incidente.

Principio de detección[editar]

Esquema básico de un detector interferométrico de ondas gravitacionales suspendido como Virgo.

Para empezar, Virgo es un interferómetro de Michelson cuyos espejos están suspendidos. El láser se divide en 2 haces mediante un divisor de haz inclinado 45 grados. Los dos haces se propagan en los dos brazos perpendiculares del interferómetro, se reflejan en los espejos situados al final de los brazos y se recombinan en el divisor de haz, generando interferencias que se detectan mediante un fotodiodo. Una onda gravitacional incidente cambia el camino óptico de los haces del láser, produciendo un cambio en el patrón de interferencia que queda registrado en el fotodiodo.

La señal inducida por la potencial onda gravitacional está "incrustada" en las variaciones de intensidad de la luz detectada a la salida del interferómetro.[12]​ Sin embargo, varias fuentes externas — globalmente conocidas como ruidos — cambian perpetuamente y significativamente el patrón de interferencia. Si no se hiciera nada para eliminarlos o al menos mitigarlos, las señales físicas esperadas quedarían enterradas en el ruido y entonces permanecerían indetectables. El diseño de detectores como Virgo y LIGO requieren de un detallado inventario de todas las fuentes de ruido que pueden afectar a la medida, así como un fuerte esfuerzo continuo para reducirlas lo máximo posible.[13][14]​ Durante los periodos de toma de datos, un software especifico monitoriza en tiempo real los nivele de ruido del interferómetro, y se llevan a cabo estudios minucioso para identificar y reducir los ruido más significativos. Cada período durante el cual un detector está en un estado "demasiado ruidoso" se excluyen del análisis de datos: estos tiempos muertos hay que reducirlos tanto como sea posible.

Sensibilidad del detector[editar]

Curva de sensibilidad del detector Virgo en la banda de frecuencias [10 Hz; 10 kHz], calculada en Agosto de 2011 «Virgo Sensitivity Curves». 2011. Consultado el 15 de diciembre de 2015.  Su forma es típica: el ruido térmico de los modos del péndulo de suspensión de los espejos domina a baja frecuencia mientras que el aumento a alta frecuencia se debe al ruido de disparo del láser. Entre estas dos bandas de frecuencia y superpuestas a estos ruidos fundamentales, se pueden observar resonancias (por ejemplo, los modos de violín de los alambres de suspensión) así como contribuciones de diversos ruidos instrumentales (entre ellos el de frecuencia 50 Hz debido a la red eléctrica y sus armónicos) el cual se está tratando de reducir continuamente.

Un detector como Virgo se caracteriza por su sensibilidad, una figura de merito que proporciona información sobre la señal más débil que el instrumento puede detectar — cuanto menor es el valor de la sensibilidad, mejor es el detector. La sensibilidad varía con la frecuencia debido a que cada fuente de ruido tiene su propio rango de sensibilidad. Por ejemplo, se prevé que la sensibilidad del detector de Virgo avanzado sea limitada en última instancia por :[14]

  • ruido sísmico (cualquier movimiento del suelo producido por diversas fuerzas: olas en el mar Mediterráneo, viento, actividad humana como por ejemplo el tráfico durante el día, etc) a bajas frecuencias hasta aproximadamente 10 Hertz (Hz);
  • el ruido térmico de los espejos y sus cables de suspensión, desde unas pocas decenas de Hz hasta unos pocos cientos;
  • el ruido de disparo del láser a partir de unos pocos cientos de Hz.

Virgo es un detector de banda ancha cuya sensibilidad abarca desde unos pocos Hz hasta 10 kHz. Matemáticamente hablando, su sensibilidad se caracteriza por su espectro de potencia que se calcula en tiempo real a partir de los datos registrados por el detector. La curva opuesta muestra un ejemplo de la densidad espectral de amplitud (raíz cuadrada del espectro de potencia) de 2011, dibujado usando representación logarítmica.

Véase también[editar]

Referencias[editar]

  1. «LIGO-M060038-v2: Memorandum of Understanding Between VIRGO and LIGO». dcc.ligo.org. Consultado el 7 de octubre de 2017. 
  2. «Communique de presse - Le CNRS signe l'accord franco-italien de création du consortium EGO European Gravitational Observatory». Cnrs.fr. Consultado el 11 de febrero de 2016. 
  3. «Gravitational Waves: Sources, Detectors and Searches». Progress in Particle and Nuclear Physics 68: 1-54. Bibcode:2013PrPNP..68....1R. doi:10.1016/j.ppnp.2012.08.001. 
  4. B.S. Sathyaprakash and Bernard F. Schutz. «Physics, Astrophysics and Cosmology with Gravitational Waves». Relativity.livingreviews.org. Consultado el 11 de febrero de 2016. 
  5. ARTIFICA. «Ondes gravitationnelles Inauguration du détecteur franco-italien VIRGO - Communiqués et dossiers de presse - CNRS». www2.cnrs.fr (en francés). Consultado el 7 de octubre de 2017. 
  6. ARTIFICA. «Ondes gravitationnelles : Virgo entre dans sa phase d'exploitation scientifique - Communiqués et dossiers de presse - CNRS». www2.cnrs.fr (en francés). Consultado el 7 de octubre de 2017. 
  7. Nicolas Arnaud: https://indico.cern.ch/event/466934/contributions/2588750/attachments/1489529/2314650/20170707_EPS-HEP.pdf
  8. A three-detector observation of gravitational waves from a binary black hole coalescence
  9. Einstein, A. «Näherungsweise Integration der Feldgleichungen der Gravitation». einstein-annalen.mpiwg-berlin.mpg.de. Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften Berlin. pp. 688-696. Consultado el 8 de octubre de 2017. 
  10. Weisberg, J. M.; Taylor, J. H. (7 de julio de 2004). «Relativistic Binary Pulsar B1913+16: Thirty Years of Observations and Analysis». arXiv:astro-ph/0407149. Consultado el 8 de octubre de 2017. 
  11. The Virgo Collaboration (2006). The VIRGO physics book Vol. II. 
  12. Hello, Patrice (1996). Couplings in interferometric gravitational wave detectors. 
  13. F. Robinet (2010). «Data quality in gravitational wave bursts and inspiral searches in the second Virgo Science Run». Class. Quantum Grav. 27 (19): 194012. Bibcode:2010CQGra..27s4012R. doi:10.1088/0264-9381/27/19/194012. 
  14. a b G. Vajente (2008). Analysis of sensitivity and noise sources for the Virgo gravitational wave interferometer.