La sensibilidad de los detectores LIGO avanzado en los albores de la astronomía de ondas gravitacionales

El 14 de septiembre del 2015 los dos detectores LIGO (siglas en inglés: observatorio de ondas gravitacionales por interferometria láser) observaron una señal de ondas gravitacionales generada por la fusión de dos agujeros negros. Los detectores LIGO fueron recientemente mejorados con nueva instrumentación, y operan ahora como LIGO avanzado. Estos detectores son capaces de medir cambios en la estructura local del espacio-tiempo con una precisión superior a una milésima parte el diámetro de un protón. Las ondas gravitacionales son perturbaciones que se propagan en la estructura del espacio-tiempo, y son generadas por eventos devastadores en galaxias distantes. La detección de ondas gravitacionales ha sido, durante mucho tiempo, un reto para la comunidad de Física, y representa otra confirmación importante de la teoría de la Relatividad General de Einstein.

Versiones anteriores de los detectores LIGO y Virgo han explorado en busca de ondas gravitacionales, pero no han tenido la sensibilidad suficiente para discernir señales reales entre el ruido de fondo de los detectores. La mejora en sensibilidad que ha llevado al reciente descubrimiento fue el resultado de muchas décadas de planificación de diseño y experiencia adquirida con las versiones anteriores de los instrumentos.

Tras el anuncio de la detección, el consorcio internacional de LIGO ha publicado un articulo científico, titulado 'La sensibilidad de los detectores LIGO avanzado en los albores de la astronomía de ondas gravitacionales', que describe un conjunto de fuentes de ruido y cuantifica su impacto en la sensibilidad de los detectores. El articulo científico tiene la intención de detallar los procesos físicos que limitaron la sensibilidad de los detectores durante el primer periodo de observación de LIGO avanzado, que tuvo lugar entre el 12 de septiembre del 2015 y el 12 de enero del 2016. Durante este periodo, los científicos de LIGO solo llevaron a cabo cambios en el instrumento para arreglar componentes que funcionaban mal, y los detectores se mantuvieron en un estado de observación de bajo ruido durante el mayor tiempo posible.

La señal y el ruido

Los instrumentos LIGO en forma de L consisten en dos brazos perpendiculares, cada uno de una longitud de cuatro kilómetros. Una onda gravitacional, a su paso, estrechará un brazo y encogerá el otro a la vez y de forma alterna; esto genera un diagrama de interferencia en la salida de lectura del interferómetro, medida por foto-detectores.

Muchas señales de origen no gravitacional pueden mover los espejos o afectar al haz del láser de igual forma a como lo haría una onda gravitacional, u ocultar la señal de la onda gravitacional. Estos ruidos son generados por muchos fenómenos físicos diversos, y la suma de todos ellos dan forma a las familiares curvas de sensibilidad de los detectores en función de la frecuencia (observar a la derecha la ilustración 2). Los detectores están diseñados con el objetivo de hacer estos ruidos extremadamente silenciosos, pero las señales de ondas gravitacionales son igualmente diminutas, e incluso las fuerzas más imperceptibles que actúan en los espejos son suficientes para echar a perder la medida.

Algunos ejemplos de fuentes de ruido son:

  • Ruido sísmico, debido al movimiento de los espejos ocasionado por vibraciones del suelo, terremotos, vientos, olas oceánicas, y actividad humana como por ejemplo tráfico de vehículos.
  • Ruido térmico, ocasionado por las fluctuaciones microscópicas de los átomos individuales en los espejos y en sus suspensiones.
  • Ruido cuántico, debido a la naturaleza discreta de la luz (formada por fotones) y a la incertidumbre estadística en el 'recuento de fotones' llevada a cabo por los foto-detectores.
  • Ruido de gas, debido a la interacción de las partículas de gas residual en el recinto de vacío con los espejos y el haz láser.
  • Ruido de carga, ocasionado por la interacción de las cargas electrostáticas en los espejos de cristal con el metal del recinto de vacío y los soportes de los espejos.
  • Ruido de láser, por ejemplo pequeñas variaciones en la intensidad y frecuencia del láser.
  • Ruido en los grados de libertad auxiliar, debido al control en la posición y alineamiento de los múltiples espejos en los detectores, y en el ligero acoplamiento cruzado entre esos espejos y la medida de la señal de la onda gravitacional.
  • Ruido de oscilador, ocasionado por el modulador de radiofrecuencia del haz del láser, el cual es necesario para controlar el interferómetro.
  • Fluctuación del haz, o ligeras variaciones en la posición y ángulo del haz del láser en el detector, que pueden ocasionar ruido si desalinean el haz del láser con respecto a las cavidades ópticas.
  • Luz dispersa, generada por pequeñas imperfecciones en los espejos de los interferómetros, capaces de re-direccionar una fracción del haz del láser hacia las paredes u otros componentes de los instrumentos. Si esta luz dispersa se recombina con el haz principal será capaz de generar una señal espuria en los foto-detectores de salida.
  • Y finalmente, ruido electrónico, generado por los componentes electrónicos analógicos y digitales empleados para medir la propia señal del detector.

En el articulo científico, el consorcio internacional LIGO (LSC en sus siglas en inglés) muestra que la amplitud (o volumen) de estas fuentes de ruido está, en general, dentro de los niveles esperados del diseño del instrumento. Ciertas fuentes de ruido, como la fluctuación del haz y la luz dispersa, limitan la sensibilidad de los instrumentos en un rango estrecho de frecuencias. Estos análisis indican alternativas de mejora de la sensibilidad mediante modificaciones en los componentes y el control del detector. Con cierto esfuerzo durante los próximos años, la serie de fuentes de ruido será reducida a niveles mínimos para las instalaciones e instrumentación actuales.

Lectura adicional:

Glosario

  • Agujero negro: un agujero negro es la reliquia de una estrella masiva al alcanzar el final de su vida. Cuando una estrella masiva consume su combustible nuclear, muere de forma devastadora - supernova - que puede resultar en la formación de una agujero negro: un objeto tan masivo y denso que nada puede escapar de su interior, ni siquiera la luz. Los agujeros negros normalmente solo pueden ser observados de forma indirecta por su influencia gravitatoria en objetos próximos, como por ejemplo gas o estrellas cercanas.
  • Lazo de servo control: un lazo de servo control es un sistema que gestiona y controla el comportamiento de un dispositivo. Un ejemplo común de lazo de servo control es el dispositivo de control de crucero en mucho automóviles. Una vez fijada la velocidad del vehículo, el sistema de control mantiene esta velocidad sin requerir la participación del conductor.
  • Cavidad óptica: una cavidad óptica esta formada por dos espejos, que obligan a que el haz del láser se refleje múltiples veces del uno al otro. Si la separación de estos espejos es un múltiplo de la mitad de su longitud de onda, la potencia de la luz incrementara gradualmente en la cavidad, alcanzando un valor superior a la potencia de entrada. Para que esto funcione, la longitud y alineación de la cavidad óptica debe ser controlada con alta precisión. En los detectores LIGO avanzado esto se consigue por medio de un numero considerable de lazos de servo control.
  • Densidad espectral en amplitud: el espectro en amplitud (o densidad espectral en amplitud) es una medida del contenido en frecuencia de una señal.

Ilustraciones del artículo científico

Para mas información del significado de estas ilustraciones, ver la pre-impresión en arXiv.org.

Esquemática de los detectores aLIGO

Ilustración 1. Los detectores LIGO avanzado son interferómetros Michelson con brazos de 4 km de longitud. Los brazos están formados por cavidades ópticas de tipo Fabry-Perot para amplificar la señal de una onda gravitacional. El campo electromagnético de la fuente láser es modulado a valores de radio frecuencia (9 y 45 MHz) generando señales que se usan para controlar el detector. El perfil espacial del haz es purificado por medio de una cavidad óptica (Input Mode Cleaner). Un espejo situado entre la cavidad óptica de entrada de purificación del haz y el divisor de haz (beamsplitter), llamado Power recycling mirror en la ilustración, se usa para reciclar la potencia óptica del láser que es reflejada de vuelta por los brazos del interferómetro. Otro espejo (Signal Recycling Mirror) entre el divisor de haz y los foto-detectores de salida se usa para modificar la respuesta en frecuencia del interferómetro. La cavidad óptica de salida, llamada Output mode cleaner en la ilustración, despoja la luz laser de contenido en exceso no deseado antes de ser medida por los foto-detectores de salida generando la señal interferométrica.

Sensibilidad a la cepa

Ilustración 2. En esta ilustración, mostramos la densidad espectral en amplitud del ruido del detector. Las señales de ondas gravitacionales con amplitud inferior a este ruido son demasiado silenciosas para ser detectadas por los interferómetros. La sensibilidad de los detectores LIGO avanzado durante el primer periodo de observación (desde septiembre del 2015 a enero del 2016) era tres veces superior a los instrumentos que tomaron datos en 2010. Durante los próximos años, los científicos de LIGO trabajarán para reducir el ruido de los detectores al máximo posible con la configuración actual (sensibilidad de diseño de los detectores).

Ruidos de baja frecuencia

Ilustración 3. Un ejemplo del 'noise budget', o contabilidad de las fuentes de ruido que combinadas forman la sensibilidad limite de los detectores. En esta ilustración mostramos una variedad de fuentes de ruido que afectan al detector de Livingston a bajas frecuencias. Las unidades en el eje vertical de la ilustración corresponden a la magnitud de densidad espectral en amplitud.