Sentir el pulso del Universo - Mariano Santander Navarro

Sentir el pulso del Universo: ¿qué podemos esperar aprender de las ondas gravitatorias?

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Ver con luz o ver con otras ‘luces’.

No es ni aventurado ni exagerado decir que durante la práctica totalidad de la historia humana, el conocimiento del Universo, más allá de nuestro alcance inmediato, nos ha llegado mediante la luz. Primero a ojo desnudo, y luego ayudados de instrumentos: anteojo de Galileo, telescopios, registro en placas fotográficas,.... No teníamos ninguna razón para suponer que el Universo estuviera emitiendo 'otras luces'. Ahora sabemos que lo hace. Y además por partida doble.

A mediados de los 1860s el físico escocés J.C. Maxwell predijo la existencia de ondas electromagnéticas y adelantó la hipótesis de que la luz, de naturaleza entonces desconocida, era una onda electromagnética. Comprobada hacia 1890 su existencia por Hertz, resulta haber tales ondas en todo un amplio espectro de frecuencias, desde las de radio hasta los rayos X y los rayos gamma; la luz visible ocupa solo una estrecha región intermedia de ese espectro.

Las aplicaciones prácticas de semejante descubrimiento, inimaginables antes, llegaron muy pronto: en los 1920s comenzaron las emisiones comerciales de radio, y poco después de televisión, utilizando las regiones del espectro en las que es relativamente fácil producir estas ondas.

Ya que desde el universo nos llega luz, no tardó en surgir la pregunta de si acaso no nos llegarían también 'luces' en otras bandas de frecuencia. Cuando se descubrió que las ondas cortas de radio emitidas en la superficie de la Tierra se reflejaban en una capa alta de la atmósfera, se pensó que esa capa también reflejaría hacia afuera las eventuales ondas de radio procedentes del espacio, lo que impediría su eventual observación. Ahora sabemos que la atmósfera no bloquea todas las zonas del espectro de radio: la primera observación casual, en los 1930s, de ondas de radio procedentes del cosmos promueve el desarrollo de la radioastronomía, que alcanza en los 1950s su mayoría de edad permitiendo en las décadas siguientes 'ver' el Universo con nuevos ojos, los de los radiotelescopios.

Una vez entendido que la luz visible no es el único mensajero del Universo, era natural e inevitable intentar observar el Universo en otras frecuencias: microondas, infrarrojo, ultravioleta, rayos X y rayos Gamma, lo que requirió entre 1950 y 1990 el diseño de instrumentación específica, que cuando estuvo disponible mostró que recibimos señales del Universo en todas esas bandas. Y a partir de los 1990s hemos podido situar algunos de esos instrumentos en el espacio, desde donde muchas de las dificultades ligadas con la observación terrestre desaparecen. Ahora estamos 'viendo', desde todas esas 'ventanas', una imagen incomparablemente más completa del Universo.

Las ondas gravitatorias: sentir el pulso del Universo.     

En los últimos 30 años hemos ido acumulando evidencias indirectas de la existencia de otras ondas, las ondas gravitatorias. Pero tuvimos que esperar a 2015, casi un siglo después de haber sido previstas, para observar directamente por vez primera la radiación gravitatoria. Con esa detección, en vez de 'ver' el Universo, podemos 'sentir' su pulso oscilante. La astronomía de ondas gravitatorias, ahora en su infancia, es más que otra nueva ventana al Universo, ya que nos permitirá acceder a información vedada por medios ópticos.

Fig.1. Una imagen artística de las ondas gravitatorias 
generadas por un sistema binario de estrellas de neutrones. 

Crédito: R. Hurt/Caltech-JPL.  https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=5137

Previstas inicialmente por Einstein en 1916 como una consecuencia de su teoría de la gravedad, luego se llegó a dudar de que esas ondas fueran más que una solución matemática sin un correlato físico real. Entre 1950 y 1960 se concluye que esas dudas no están justificadas, y que tales ondas deben existir. Lo que se ignoraba por completo en 1960 era si en el Universo habría fuentes capaces de emitir ondas gravitatorias de intensidad suficiente como para poder ser detectadas. Pues bien pudiera ocurrir que, existiendo, esas ondas fueran tan extremadamente débiles que su detección fuera imposible en la práctica.

¿Qué es una onda gravitatoria?: analogías y diferencias con las ondas electromagnéticas.

La radiación electromagnética se produce en las transiciones atómicas y también durante el movimiento acelerado de cargas eléctricas (por ejemplo átomos ionizados), y puede automantenerse en regiones sin cargas ni corrientes eléctricas por un mecanismo de 'realimentación' perfectamente descrito en las ecuaciones de Maxwell: un campo eléctrico (o magnético) variable con el tiempo genera un campo magnético (o eléctrico); esas variaciones son las ondas que viajan a cierta velocidad universal.

En contraste con las ondas electromagnéticas, que se producen en átomos o en moléculas individuales, la radiación gravitatoria se origina, de forma coherente, por movimientos acelerados de enormes cantidades de materia. La onda, una vez producida, se propaga en el espacio a la misma velocidad universal, la de la luz. Una onda gravitatoria también está caracterizada por su frecuencia y por su amplitud, que disminuye con la distancia a la fuente de la onda con el mismo factor 1/r con el que decrece la amplitud de las ondas electromagnéticas. Pero hay dos diferencias esenciales.

La primera es que no hay rayas espectrales gravitatorias, que en el caso electromagnético son la herencia de la producción de la radiación por átomos o moléculas individuales. En contraste, la frecuencia de la radiación gravitatoria está determinada por la frecuencia del movimiento, típicamente de rotación, de las grandes cantidades de materia / energía que producen la onda. De fuentes de diferentes tipos debemos esperar recibir ondas gravitatorias de diversas frecuencias, que además nos llegarán afectadas, al igual que las electromagnéticas, del desplazamiento 'al rojo' debido a la expansión del Universo.

La segunda gran diferencia es que la materia ordinaria es transparente a la radiación gravitatoria: una onda gravitatoria que llegue a la Tierra la atravesará limpiamente y seguirá su propagación. Lo que al paso de estas ondas oscila es el propio espacio-tiempo, que sufre una contracción y expansión periódica y alternada en las dos direcciones perpendiculares a la dirección de propagación. La amplitud de esa onda es el alargamiento o acortamiento relativo que se produce en el propio espacio: incluso para ondas gravitatorias bastante intensas, la amplitud de este 'latido' del espacio es casi imperceptible, por ejemplo de una milésima de milímetro en un kilómetro, lo que se suele expresar diciendo que el espacio es extremadamente rígido.

En los 1950s, la única fuente conocida de ondas gravitatorias de cierta amplitud eran los sistemas binarios de estrellas. Las dos estrellas, mientras orbitan, emiten de manera permanente ondas gravitatorias con frecuencia el doble de la frecuencia orbital del sistema y amplitud extraordinariamente pequeña. Tales ondas transportan energía, que pierde el sistema binario, con lo que la separación entre las dos estrellas disminuye. En las últimas revoluciones del sistema binario, cuando las estrellas se acercan irremisiblemente girando con una frecuencia de rotación creciente (por conservación del momento angular), la amplitud de las ondas gravitatorias emitidas aumenta siguiendo un patrón característico. Al llegar a nosotros, esa onda provoca una oscilación en el propio espacio de extrema pequeñez: para una onda emitida en esa fase final de colapso de dos estrellas como el Sol, supuesto ocurrido en nuestra vecindad en la galaxia, al paso de tal onda gravitatoria por la Tierra 'sentiríamos' que en una separación de 1km la amplitud de la oscilación de esa separación sería muy inferior al tamaño de un núcleo atómico.

Añadamos a eso que la tasa temporal de ocurrencia de tales fusiones dentro de nuestra galaxia es probablemente de solo una cada varios siglos o milenios, y que la parte más intensa de la onda gravitatoria, la emitida en las últimas revoluciones del sistema es pasajera y duraría solamente unas horas. Se entiende que durante bastante tiempo fuera dominante la opinión de que las ondas gravitatorias permanecerían siendo indetectables para siempre.

El cambio observacional.

En torno a 1960 algunas cosas comenzaron a cambiar en esa opinión con el descubrimiento, mediante radioastronomía, de nuevos objetos en el Universo.

En la década de 1950 se descubrieron unas fuentes con una emisión muy intensa en radio pero cuya naturaleza era misteriosa; se bautizaron 'quasars' ('quasi-estelares').

En 1967 se descubrieron otros objetos, los pulsars, que emitían señales de radio periódicas, con periodos del orden de segundos. A diferencia de los quasars, cuya naturaleza tardó en entenderse, la de los pulsars se estableció pronto: son sistemas binarios en los que uno de los miembros es una estrella de neutrones que emite un haz electromagnético colimado y muy intenso que gira, cual faro cósmico, con la rotación de la estrella.

En esas mismas fechas se asentó definitivamente el convencimiento, por argumentos indirectos, de la existencia real de los agujeros negros, sobre lo que hasta entonces no había consenso. Hoy sabemos que los quasars son emisiones electromagnéticas producidas por la materia que rota y va cayendo en los discos de acrección alrededor los agujeros negros supermasivos que hay en los núcleos galácticos.

¿Por qué fueron estos descubrimientos cruciales en nuestra historia? Porque un sistema binario de estrellas de neutrones o de agujeros negros es fuente de radiación gravitatoria muchísimo más intensa que la producida por un sistema binario de estrellas ordinarias. Esa radiación alcanza su máxima amplitud, bastante mayor que la de un sistema binario de estrellas de la misma masa, en el momento final de la fusión de los dos integrantes. Incluso si esa fusión ocurre en una galaxia relativamente alejada, la amplitud de la onda generada causaría, al llegar a la Tierra, una oscilación del orden de una milésima parte del tamaño del núcleo atómico en una separación del orden del kilómetro.

Cuando lo insignificante resulta ser significante.

Esta amplitud de oscilación es comparable a la que causaría la fusión de un sistema binario estelar en nuestra vecindad galáctica. Pero la tasa de ocurrencia de procesos de fusión de agujeros negros o estrellas de neutrones, ahora en un volumen que incluye muchísimas galaxias, se estima en varios sucesos al año. Y además las frecuencias típicas de las ondas emitidas en esas fusiones son también mucho mayores, alrededor de los 100 Herzios. Lo que hace que el panorama de una posible detección cambie sustancialmente.

Si consiguiéramos construir un instrumento capaz de detectar directamente, en ese rango de frecuencias, una variación tan minúscula en el espacio entre dos puntos 'fijos', ese instrumento, funcionando a lo largo de un tiempo de observación razonable (digamos un año) debiera captar unos pocos sucesos. Esta fue la filosofía inicial que condujo a LIGO.

Fig.2. Los perfiles registrados de tres detecciones las ondas gravitatorias producidas en los momentos finales de la fusión de dos agujeros negros. Nótese la brevedad de la onda observable (la más larga, 1,5 segundos.  Fuente: https://www.ligo.caltech.edu/ ).

El 'sentido común' nos diría que detectar una variación tan insignificante en la separación es una misión imposible. La historia subsiguiente es la de una auténtica epopeya, iniciada por unos pocos pioneros, que convencidos de que la detección sería posible, se atrevieron a diseñar, conseguir fondos, construir y optimizar un instrumento capaz de detectar tales minúsculas variaciones en la separación entre los espejos de un interferómetro. Esta es la historia de LIGO.

Detectores terrestres: LIGO.

El Observatorio Gravitacional por Interferometría Laser, LIGO, construido en la última década del S. XX y en funcionamiento desde hace quince años, es un instrumento para la observación de ondas gravitatorias mediante interferometría óptica. Esa técnica extremadamente sensible es capaz de detectar variaciones de fase relativas muy pequeñas entre dos haces de luz que han tenido un origen común, se han separado siguiendo caminos diferentes y finalmente se reúnen de nuevo. Desde el interferómetro original de Michelson, empleado hace más de un siglo para tratar de detectar el posible movimiento de la Tierra a través del éter, las mejoras en la sensibilidad de estos instrumentos han sido espectaculares.

Hay varios efectos (ruido sísmico, térmico y fotónico) imposibles de sortear, y que, para un detector interferométrico en la superficie terrestre limitan (actualmente)  las observaciones de ondas gravitatorias al rango de frecuencias entre 30Hz y 400Hz. Que afortunadamente son las de las ondas gravitatorias producidas en la fusión de dos agujeros negros de masa estelar o de dos estrellas de neutrones. En ese rango LIGO es capaz de detectar diferencias de las distancias recorridas por los dos haces del interferómetro del orden de la milésima parte del 'tamaño' de un núcleo atómico.

LIGO consta de dos interferómetros gemelos, construidos en dos lugares de EEUU separados por 3000 km, y que funcionan en tándem, lo que permite eliminar señales espureas que pudieran afectar solo a uno de ellos (olas del mar rompiendo en una costa alejada, zumbido sísmico originado por el centrifugado de una lavadora cercana). Esta duplicidad permite separar esas señales espureas de las ondas gravitatorias procedentes del espacio, que afectarán a los dos interferómetros por igual.

Fig.3. Vista aérea de uno de los dos observatorios LIGO, en Hanford, EEUU.

Fuente: https://www.ligo.caltech.edu/

En paralelo temporal con todo el desarrollo de LIGO, hay funcionando otros detectores de tipo interferométrico: GEO600 en Alemania, y VIRGO en Italia.

LIGO tuvo una larga fase de rodaje, en la que deliberadamente no se pretendía observar ninguna señal sino ir optimizando un instrumento de esa complejidad, en el que extraer las señales del ruido de fondo requiere además técnicas matemáticas muy elaboradas: inferencia bayesiana, filtrado de datos con plantillas precalculadas, ..... Cuando en Septiembre de 2015 se inició la primera tanda de observaciones 'reales' se esperaba haber alcanzado la sensibilidad necesaria para detectar ondas gravitatorias, y en efecto, en los primeros días de observación se detectó GW150914, una señal 'de libro', la onda gravitatoria producida en las etapas finales de fusión de un sistema binario de agujeros negros.

Fig.4. Perfiles observados, perfiles teóricos, diferencia y espectrogramas de la primera observación GW150914 de ondas gravitatorias por LIGO. Fuente: B. P. Abbott et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration), PhysRevLett.116.061102

Hasta Diciembre de 2018, y en poco más de un año de tiempo total de observación, hay ya confirmadas por parte de LIGO y de la colaboración LIGO-Virgo un total de diez observaciones de ondas gravitatorias generadas en la fusión de dos agujeros negros de masa estelar, y una de la fusión de dos estrellas de neutrones. La detección directa de las ondas gravitatorias generadas por un sistema binario de dos agujeros negros, aparte de su valor como tal, tiene otro adicional: es la comprobación más directa posible de la existencia de agujeros negros.

LIGO también podría llegar a detectar otras ondas gravitatorias de amplitud menor pero que en vez de ser ocasionales, como las anteriores, se produzcan de manera continuada, como las emitidas por un sistema binario durante su 'baile' antes del colapso; esto requiere registrar las observaciones a lo largo de bastante tiempo y analizarlas con técnicas muy elaboradas, un programa en curso.

Especulación para el futuro.

Sabiendo cómo hemos llegado hasta aquí, podemos especular sobre lo que, posiblemente, nos deparará el futuro. Este tipo de ejercicio conlleva un indudable riesgo. Pero no se trata ahora de aventurar qué descubrimientos nuevos en física nos esperan a la vuelta de unas décadas, algo a lo que desde luego yo no me atrevería. Hablando solo de ondas gravitatorias y una vez confirmada por observación directa su existencia, se trata de hacer un cierto ejercicio de prospectiva realista, describiendo los proyectos en curso para mejorar su sensibilidad, y adelantando lo que podemos esperar obtener de las previsibles observaciones con la tecnología disponible en un futuro cercano.

El futuro: más observatorios interferométricos.

Disponer de más observatorios, trabajando conjuntamente, permitirá precisar mucho más tanto el perfil de las ondas gravitatorias observadas en esos procesos astrofísicos, como la ubicación en la esfera celeste de su fuente. Actualmente hay en curso de construcción dos observatorios, LIGO-India, y KAGRA en Japón. En la tanda de observaciones de LIGO-Virgo que se iniciará en la primavera de 2019 se espera mejorar la sensibilidad y quizás, que KAGRA pueda incorporarse a lo largo de esa tanda, en la que la tasa de detecciones se estima en más de una por mes. Cuando todos los observatorios entren en funcionamiento conjunto, la detección de ondas gravitatorias se transformará, esperamos, en una herramienta rutinaria para la astronomía que probablemente nos deparará sorpresas.

¿Se necesitan realmente más observatorios? O ¿observatorios de otros tipos?

¿Puede LIGO detectar las ondas gravitatorias generadas por la caída de materia, siguiendo los discos de acrección, hacia los agujeros negros supermasivos? O ¿las ondas gravitatorias generadas por una sola estrella de neutrones rotante? La respuesta es 'no', ya que, incluso a igualdad de amplitudes, las frecuencias de estas ondas gravitatorias están muy por debajo del límite inferior de frecuencias al que LIGO es sensible.

Y es que las ondas gravitatorias generadas en diferentes procesos astrofísicos pueden tener frecuencias muy diferentes, desde un kiloherzio en el extremo superior hasta un extremo inferior del orden del attoherzio (cuyo periodo es la vida entera del universo). LIGO solo puede 'sentir' en la muy pequeña parte superior de ese espectro. Para explorar debidamente el Universo en todas las frecuencias del espectro gravitatorio se necesitan más instrumentos. En cada rango de frecuencias es necesario llegar a una sensibilidad que permita detectar las amplitudes típicas esperables para las ondas de esas frecuencias; como además la amplitud de las ondas decrece con la distancia como 1/r, duplicar la sensibilidad de cualquier método incrementa en un factor 2³ = 8 el volumen de Universo que estamos explorando efectivamente.

No mencionaremos otro tipo de detectores terrestres, los de barra resonante, cuyo desarrollo comenzado en los 1960 ha continuado hasta hoy, aunque de momento sin éxito en la detección.

KAGRA y el Telescopio Einstein.

Una posibilidad de mejora de los detectores interferométricos terrestres es hacerlos subterráneos, para que la roca situada por encima apantalle muchos de los ruidos sísmicos naturales o de origen humano. A primera vista puede parecer chocante que una buena ubicación para un observatorio de ondas procedentes del espacio sean túneles subterráneos, pero esto se debe a que la materia es 'transparente' a las ondas gravitatorias. El observatorio KAGRA, que próximamente entrará en operación regular es ya subterráneo.

Un plan más ambicioso, planteado en Europa y actualmente en fase de proyecto, es el 'Telescopio Einstein', que a pesar de la connotación óptica del nombre realmente es un gigantesco detector de ondas gravitatorias interferométrico con brazos de 10 kilómetros. La situación subterránea y la configuración de triángulo equilátero permitirán superar la sensibilidad de LIGO y proporcionar una ubicación más precisa de la fuente en la esfera celeste. Se espera que el Telescopio Einstein permita la detección de radiación gravitatoria producida por ciertos pulsares, o por sistemas binarios de enanas blancas, que son sistemas en los que los campos gravitatorios son intermedios entre los de los sistemas binarios de estrellas de neutrones y los de estrellas ordinarias.

Detectores en el espacio: LISA.

¿Es realista imaginar detectores de tipo interferométrico con brazos mucho mayores de 10Km en la Tierra? Probablemente no. Pero hay mucho espacio ahí fuera. Poner en funcionamiento un detector de tipo interferométrico en el espacio es el proyecto LISA (Laser Interferometer Space Antenna). En su concepción inicial, planteada conjuntamente por la agencia Espacial Europea, ESA, y la NASA, se trataba de tres satélites en órbita alrededor del Sol, formando un triángulo con lados del orden de 5 millones de kilómetros, conectados por haces de laser. Los detalles de la parte 'astrodinámica' del diseño son realmente fascinantes: los tres satélites estarían en órbita alrededor del Sol, con tres órbitas cuidadosamente seleccionadas para mantener de manera automática una configuración triangular. Los detalles del aspecto interferométrico no lo son menos, y son bastante diferentes de los de un interferómetro terrestre, con las ventajas y los inconvenientes que resultan de una separación entre satélites tan monstruosamente grande y la dificultad añadida de unos sistemas que requiriendo una extrema precisión cuando estén en órbita, deben sobrevivir indemnes a un lanzamiento desde la Tierra que es cualquier cosa menos suave.

Una vez en órbita, los satélites que transportarán el interferómetro de LISA estarán sometidos a pequeños efectos que les infunden ligeras desviaciones sobre la caída libre que siguen en sus órbitas. Pero las masas que juegan el papel de espejos del interferómetro configurando el triángulo y cuya variación de separación se mide con los láseres deben estar en caída libre con una precisión muchísimo mayor. De no corregirse, esos efectos sobre los satélites harían inviable la finísima observación interferométrica requerida. ¿Cómo superar tal reto? La idea es que las masas vayan 'flotando' en el interior del satélite, como en una imaginaria jaula, con sensores que detectan cuando la masa comienza a aproximarse a uno de los lados de la 'jaula' (lo que habrá ocurrido como consecuencia de cualquier pequeña fuerza adicional a la gravedad que ha actuado sobre el satélite) y en ese momento corrigen la trayectoria del satélite sin actuar de ninguna manera sobre la masa que permanece 'flotando' en el interior de la jaula. Se consigue así que la masa vuelva a estar en reposo relativamente a la jaula; en resumen, la masa permanece siempre realmente en una caída libre casi perfecta, totalmente aislada de las pequeñas fuerzas no gravitatorias de toda índole que inevitablemente actuarán sobre el satélite.

Fig.5. Esquema de las órbitas a lo largo de un año de los tres satélites que formarán LISA. La línea verde es la órbita de la Tierra, y el centro del triángulo sigue una trayectoria que casi coincide, aunque avanzada, con respecto a la de la Tierra.

Fuente: ESA,  http://sci.esa.int/lisa/35596-schematic-of-lisa-orbit/

En 2011 la NASA se retiró del proyecto LISA, que afortunadamente fue mantenido por la ESA. Con la única finalidad de comprobar si la tecnología recién descrita para asegurar la caída libre de las masas era lo suficientemente precisa y fiable para un experimento a la escala en la que LISA debe funcionar, la ESA preparó la misión LISA Pathfinder. El éxito de ésta misión, ya completada, abrió el camino a la aprobación por parte de la ESA en 2017 de la misión completa, que en la década de 2030 debería estar en funcionamiento, con tres satélites separados 'solo' por 1,5 millones de kilómetros (cuatro veces la distancia a la luna).

Puede parecer que ese tipo de instrumento será 'mejor' que los terrestres; no es mejor, sino diferente. Y es que un observatorio así en el espacio también está limitado a una zona del espectro de frecuencias, con limitaciones de naturaleza diferente a las que se encuentran en la Tierra. El rango efectivo de las frecuencias a las que LISA será sensible cubre tres órdenes de magnitud centrados en el miliherzio, que corresponde a ondas con periodos de un cuarto de hora. Ondas con esas frecuencias pueden ser producidas por la coalescencia final de sistemas binarios de estrellas ordinarias en nuestra galaxia, o por la captura de estrellas compactas o de agujeros negros estelares por los agujeros negros supermasivos que existen en todos los núcleos galácticos: como se ve, fuentes diferentes de las que puede detectar LIGO. Probablemente no veremos con LISA nada de lo que ya hayamos visto con LIGO, y nada de lo que veamos con LISA lo habremos visto con LIGO.

La puntualidad de los pulsars.

Las frecuencias de las ondas gravitatorias producidas por la coalescencia de agujeros negros supermasivos, como los que hay en el centro de las galaxias, están varios órdenes de magnitud por debajo del miliherzio, con períodos del orden de años (aquí de nuevo, la vieja y fundamental idea, contrabajo vs. violín, de que sistemas más grandes están asociados a frecuencias más bajas). Incluso LISA será incapaz de detectar en esas frecuencias, para las que se ha propuesto otro método que apenas requiere nueva tecnología, aunque sí un programa de observación de radioastronomía mantenido a largo plazo. Se trata del seguimiento temporal con gran precisión de los periodos de los llamados pulsars de milisegundo. ¿De qué va éste método?

Los pulsars, descubiertos en 1967, son estrellas de neutrones rotantes, con un intenso campo magnético, que emiten un haz de radiación electromagnética muy estrecho en una dirección que rota con la estrella. Si ese haz, en su movimiento de rotación, barre a la Tierra, lo que nosotros detectamos es un pulso brevísimo, que se repite en cada rotación del haz. En breve, un faro cósmico. Los periodos típicos con los que recibimos estos pulsos van desde unos pocos segundos hasta el milisegundo, y nos informan del periodo de rotación de la estrella de neutrones. Los pulsares de rotación más rápida son extraordinariamente estables, y pueden calificarse como los relojes más precisos del Universo, más que los mejores relojes atómicos actuales.

Imaginemos que una onda gravitatoria de período del orden de años atraviesa la zona por la que se está propagando uno de estos haces, en su camino a la Tierra. Como el efecto de la onda es contraer y expandir el espacio, el haz sufrirá un pequeñísimo retraso o adelanto relativo a lo que hubiera ocurrido sin onda gravitatoria. Medio período de la onda más tarde, lo que era retraso se transformará en adelanto. Lo que quiere decir que si a lo largo de varios años registramos con suficiente precisión los tiempos de llegada de los pulsos, el posible paso de una onda gravitatoria de ese período por la región del espacio por la que ha viajado el haz deberá manifestarse en pequeñísimas variaciones en los tiempos de llegada registrados de los pulsos, alternando a lo largo del tiempo fases con ligerísimos retrasos con otras de ligerísimos adelantos sobre los tiempos de llegada 'previsibles' (que serían los que habríamos registrado de no haber habido onda gravitatoria). Este método requiere un programa de observaciones mantenido a plazo de varios años, y es factible directamente desde la Tierra con radiotelescopios.

Fig.6. El espectro de la radiación gravitatoria, con las fuentes esperables a diferentes frecuencias y los instrumentos para su detección. Fuente: Presentación ‘Status of the search for Gravitational Waves, Alan Weinstein, LIGO Scientific Collaboration, LIGO-G0900681.

Como se conocen bastantes pulsars de milisegundo, una mejora obvia es seguir a todo un conjunto de pulsars y extraer la información no solo de las observaciones de los retrasos y adelantos en la llegada de los pulsos de cada uno, sino de sus correlaciones en función de su separación angular. Como siempre, observaciones múltiples permiten reducir las incertidumbres observacionales, e identificar las amplitudes del fondo de ondas gravitatorias de esas frecuencias, que son las producidas por las fusiones de los agujeros negros supermasivos de los núcleos galácticos; de este mapa se podría obtener información valiosísima sobre la formación de las galaxias o sobre sus fusiones. Actualmente hay tres proyectos en curso realizando estas medidas.

La astronomía y cosmología multimensajero.

Comparada con la fusión de agujeros negros, que emite solo ondas gravitatorias, la fusión de dos estrellas de neutrones emite además mucha radiación electromagnética generada en la sopa de materia ordinaria o ionizada que se expulsa en el momento de la fusión. Que eso es así realmente lo sabemos desde la detección del colapso de dos estrellas de neutrones GW170817 en agosto de 2017, que se pudo observar en ondas gravitatorias e inmediatamente después en todo el rango 'electromagnético'.

Pasar de una observación exclusivamente en el visible a poder conjugarla con la información obtenida en radio, microondas, infrarrojo, rayos X y rayos gamma fue un avance fundamental en la astronomía del S. XX. Ahora tenemos ante nosotros la posibilidad de complementar las observaciones 'electromagnéticas' con la información proporcionada por la astronomía 'gravitatoria'. Esta doble conjunción ya tiene un nombre: astronomía multimensajero. Las ondas gravitatorias transportan información imposible de obtener por medios electromagnéticos: por ejemplo, hemos visto ya que los agujeros negros, invisibles directamente por medios ópticos, pueden 'sentirse' a través de las ondas gravitatorias que un sistema binario de agujeros negros emite.

La información combinada que podemos obtener conjugando los canales electromagnético y gravitatorio es extraordinaria. Por ejemplo, se sabe ahora que, además de en la explosiones de supernova, la mayor parte de los elementos químicos de número atómico mayor que el del hierro, como el oro, se producen precisamente en estos procesos de fusión de estrellas de neutrones. Y que estos procesos son el origen de algunos de los antes misteriosas brotes de rayos gamma. Seguramente esto solo es el comienzo de lo que podremos aprender así.

Las sirenas estándar.

Una buena muestra de la potencialidad de esta astronomía multimensajero es la estimación del parámetro de Hubble usando los datos de la observación de la onda gravitatoria GW170817 producida por la fusión de dos estrellas de neutrones. Esa estimación consigue la misma precisión que las realizadas 'ópticamente' alcanzaron en los 1990, tras 60 años de refinamientos. Cuando este método disponga de varias observaciones multimensajero semejantes, se podrá usar para obtener una determinación 'absoluta' de las distancias cosmológicas que no dependa de las delicadas calibraciones requeridas en los métodos actuales de determinación de esas distancias, agrupados en lo que se llama la escalera cósmica.

La idea básica fue propuesta por B. Schutz en los 1990s, y en su forma original consiste en observar sistemas que emitan en gravitatorio y en electromagnético, como el colapso de un sistema binario de estrellas de neutrones. De las señales gravitatorias conocemos la amplitud y la frecuencia de la onda gravitatoria recibida y sus ritmos de crecimiento en los ciclos finales antes del colapso. Nótese que no podemos concluir que la frecuencia observada sea la frecuencia original de emisión, debido al desplazamiento cosmológico de frecuencias, que no puede medirse con métodos puramente gravitatorios (recordemos que no hay 'rayas' gravitatorias). Pero de la observación electromagnética sí que podemos medir ese desplazamiento al rojo, que es el mismo para ambos tipos de ondas. Con esa información la teoría determina la amplitud inicial de las ondas en el momento de su emisión, que comparadas con la amplitud de la onda gravitatoria recibida, nos dan directamente la distancia a la fuente.

Por oposición al nombre de candelas estándar que se aplican a los métodos de la escalera cósmica que consisten en comparar luminosidades, a estos nuevos estándares se les ha bautizado en 2005 como sirenas estándar. Conserve ese término en mente, ya que sin duda dará bastante que hablar en un futuro próximo.

Las ondas gravitatorias primordiales.

Hay una barrera infranqueable para poder observar el Universo temprano mediante 'luz': el fondo cósmico de microondas. Descubierto accidentalmente en 1964, es literalmente un registro de cómo era el Universo con unos 380.000 años de edad. Aquella radiación, que se emitió más o menos en el visible, la podemos observar hoy en la región del espectro de microondas, muy desplazada hacia el rojo por la expansión del Universo. El estudio detallado de esa radiación, que desde los 1990 se lleva haciendo con varios satélites específicamente dedicados, es uno de los tres pilares de la Cosmología actual. ¿Porqué no podemos 'ver' más atrás? Porque antes el Universo era (como una niebla intensa es para la luz) y solo entonces se hizo transparente, como lo es ahora, a la radiación electromagnética.

En contraste, el Universo siempre fue transparente a las ondas gravitatorias. Y en los primeros instantes, tras el Big Bang, con las altísimas densidades de materia y de energía en movimiento se debió emitir una gran cantidad de radiación gravitatoria, que, al igual que el fondo cósmico de microondas, se estará propagando desde entonces. Lo que significa que, en principio, no hay ninguna barrera temporal para poder 'observar' los primeros instantes del Universo mediante ondas gravitatorias.

La detección de esas ondas gravitatorias primordiales abriría unas posibilidades insospechadas. ¿Seremos capaces de conseguirlo? Nadie lo sabe, pero que pudiéramos hacerlo sería una fascinante revolución, mayor que la promovida por el descubrimiento del fondo cósmico de microondas.

A esa esperanza se refieren las palabras del principal galardonado con el Nobel de Física 2017 por la detección directa de las ondas gravitatorias, Rainer Weiss, con las que quiero cerrar esta rápida excursión cultural:

“There are calculations that indicate that the very earliest instants of the universe, right after the universe gets born, there is an enormous amount of background radiation of gravitational waves generated. That would be one of the most fascinating things man could [see] because it will tell you very much how the universe starts [...] At some point, not with the detectors we have now, we hope to be able to look at the beginnings of the universe.”

Fig.7. Dos de los ganadores del Nobel de Física 2017:

Rainer Weiss, izquierda, Kip. S. Thorne, derecha, en el acto (Febrero de 2016) de presentación de la primera detección de ondas gravitatorias, hecha cuatro meses antes.

Foto: Andrew Harnik, FILE / AP Photo / Gtres

Referencias:

[1] Thorne, K.S., Agujeros Negros y Tiempo Curvo, Drakontos, 2010 (publicado originalmente en inglés en 1994). (Libro general que describe el contexto de los agujeros negros y comenta muchos detalles históricos de primera mano).

[2] Emparan, R., Iluminando el lado oscuro del Universo: Agujeros Negros, ondas gravitatorias y otras melodías de Einstein, Ariel, 2018. (Un libro reciente y excelente, por un autor español).

[3] Thorne, K.S., Gravitational Waves, in Proceedings of the Snowmass'94 Summer Study on Particle and Nuclear Astrophysics and Cosmology, eds. E.W. Kolb and R. Peccei (World Scientific, Singapore, 1995), pp. 160-84; also published in Particle Physics, Astrophysics & Cosmology, Proceedings of the SLAC Summer Institute on Particle Physics, eds. Jennifer Chan & Lilian DePorcel (SLAC-Report-484, Stanford Linear Accelerator Center, Stanford, California, 1996). http://xxx.lanl.gov/abs/gr-qc/9506086

[4] Barish, Barry C. and Weiss, Rainer, LIGO and the detection of gravitational waves, Physics today 52, 10, 44 (1999).

[5] Abbott at al., Observation of Gravitational Waves from a binary Black Hole merger, Phys, Rev. Lett, 116, 061102 (2016). (Artículo original con el primer anuncio de detección, “muy técnico”, pero es informativa la lista completa de autores y de sus instituciones, que ocupa casi tanto como el propio artículo).

[6] González, G y Sintes, A.M., Ondas gravitacionales: mensajeras del Universo, Revista Española de Física, 29, 4, 2015.

[7] Sintes, A.M., 14 de Septiembre de 2015: el albor de la astronomía de ondas gravitatorias, Revista Española de Física, 30, 2, 2016.

[8] Sintes, A.M, Sorazu, B, La observación de ondas gravitatorias con LIGO, Investigación y Ciencia, Feb. 2017.

[9] Castelvecchi, Davide. Here come the waves, Nature, 556, 12 April 2018.

[10] Rothman, T. The secret history of Gravitational waves, American Scientis, March-April 2018

[11]  Sormani, C., Introduction, Notices of the AMS, 64, 7, 685; Denson Hill and Nurowski, P., How the green light was given for Gravitational Wave Search, Ibidem, 686, Bieri, L, Garfinkle, D and Yunes, N, Gravitational waves and Their Mathematics, Ibidem 693. (Aspectos más matemáticos excelentemente discutidos en este artículo doble publicado en las Notices of the American Mathematical Society bajo el título común The Mathematics of Gravitational Waves).

[12] Nobel Committee Report for the Nobel Prize in Physics 2017. Popular Science Background, Cosmic chirps, www.kwa.se

[13] Nobel Committee Report for the Nobel Prize in Physics 2017. Scientific Background, The laser interferometric gravitational-wave observatory and the first direct detection of gravitational waves, www.kwa.se

(Resúmenes publicados por el Comité Nobel con ocasión de la concesión del Nobel de Física 2017: hay uno ‘popular’, accesible al mismo nivel que el presente artículo, y otro más `avanzado’, que es realmente excelente).

[14] Sitios Web: Prácticamente todos los grandes proyectos tienen excelentes páginas web, con gran cantidad de información. LIGO: www.ligo.org , LISA: https://www.elisascience.org/

Mariano Santander Navarro

Doctor en Ciencias Físicas.

Catedrático del Departamento de Física Teórica, Atómica y Óptica, Universidad de Valladolid.