Búsqueda en todo el cielo de ondas gravitacionales continuas en los datos de Virgo

Las ondas gravitacionales son ondulaciones del espacio-tiempo que se propagan por el mismo a la velocidad de la luz. Estas ondas fueron predichas por la teoría de la relatividad general y hay evidencia indirecta que respalda su existencia. El uso de una red global de detectores para su detección directa es todavía un gran desafío. Las estrellas de neutrones en rotación representan una clase prometedora de fuente de ondas gravitacionales. Estos cuerpos ultra-densos nacen durante supernovas - el colapso gravitatorio y explosión de estrellas convencionales.

Los astrónomos descubrieron las estrellas de neutrones por primera vez como púlsares a finales de la década de los 1960 mediante el uso de radiotelescopios. Un púlsar emite un haz constante de ondas de radio. Debido a que el púlsar gira, el haz de radio describe un círculo en el cielo y genera pulsos regulares en los radiotelescopios terrestres que están en la trayectoria del haz. Hasta la fecha, los astrónomos han identificado más de 2000 púlsares. Los modelos de evolución estelar y de síntesis de poblaciones indican que nuestra galaxia podría contener más de cien millones de estrellas de neutrones. Con masas aproximadamente iguales a la de nuestro Sol y radios de unos 10 km, sus densidades se acercan a mil millones de toneladas por cucharada. El menor desequilibrio en la distribución de masa de un púlsar podría causar pérdidas de energía en la estrella por emisión de ondas gravitacionales continuas mientras gira. La frecuencia de la señal de ondas gravitacionales disminuiría con la pérdida de energía; la tasa de cambio en frecuencia o espín se denomina en inglés spin-down. Algunos púlsares pueden tener una deformación de masa lo suficientemente grande (una protuberancia lo suficientemente voluminosa en su superficie) para que se produzcan ondas gravitacionales detectables por los interferómetros LIGO y Virgo. Tal señal podría proporcionar información acerca de la estructura del púlsar, por ejemplo clarificando la causa de la deformación. ¿Existen púlsares al alcance de los detectores de ondas gravitacionales terrestres? Para contestar a esta pregunta, los científicos han usado recientemente datos de Virgo para realizar una búsqueda de púlsares en todo el cielo en la que se abarcan todas las posiciones en el cielo y se incluyen frecuencias de rotación y valores de spin-down astrofísicamente interesantes.

Esta nueva búsqueda, que utiliza datos de Virgo recogidos en el 2007, complementa otras búsquedas anteriores que se realizaron con datos de LIGO. Los detectores de Virgo y LIGO difieren en sus características de ruido, siendo Virgo más sensible en algunas bandas de frecuencia aunque LIGO haya tenido una mejor sensibilidad media en general. Los analistas de datos buscaron en un rango de frecuencias entre 100Hz y 1kHz, y un rango de spin-down dependiente de la frecuencia entre -3.2 (f₀/100Hz) ⋅ 10^-9Hz/s hasta cero (ver figura superior a la derecha). La pregunta clave del estudio giró en torno a la frecuencia. ¿Podrían los analistas distinguir la frecuencia de la señal de onda gravitatoria de un púlsar y ver el diminuto efecto del spin-down ? Para responder a esta pregunta fue necesario aplicar sobre los datos la transformada de Fourier, una transformación matemática que convierte los datos en función del tiempo en datos en función de la frecuencia. La labor se convierte, pues, en la identificación de las distintas frecuencias que permanecen sepultadas bajo el ruido en todas las frecuencias de los detectores. Los analistas ejecutan códigos informáticos que primero comparan los datos con modelos numéricos, buscando sobre los posibles valores de la frecuencia de la fuente, spin-down y las posiciones en cielo, y luego miden la coincidencia entre los datos y los modelos. Los modelos deben contener todas las frecuencias de interés posibles. Cada posición de un púlsar en el cielo genera un efecto Doppler en la señal del púlsar que cambia ligeramente la frecuencia de detección de la señal. Como consecuencia, todas las frecuencias posibles deben probarse en todas las posiciones del cielo y con todas las tasas posibles de spin-down.

¡Los requisitos de computación son enormes para una búsqueda de todo el cielo! Para simplificar el análisis, el equipo dividió el conjunto de datos en bandas de frecuencia de 1Hz y segmentos de dos días. Cada segmento produjo un conjunto de señales candidatas. Del análisis del conjunto completo de datos surgieron treinta y dos mil millones de señales candidatas. Para encontrar señales de ondas gravitacionales reales entre los candidatos, el equipo comparó la frecuencia, la posición en el cielo y el spin-down de un señal candidata con los valores de estos parámetros para candidatos en otros segmentos de dos días, ya que una señal real debería continuar de un segmento a otro. El equipo no encontró ninguna coincidencia estadísticamente significativa entre los candidatos. Por consiguiente, la búsqueda no reveló ninguna señal de ondas gravitacionales. Esto no resulta inesperado dada nuestra comprensión de los mecanismos de radiación gravitatoria de los púlsares y la sensibilidad de los detectores de hoy en día. El esfuerzo, sin embargo, determinó la sensibilidad de la búsqueda, es decir, la amplitud de la señal de onda gravitacional que podría detectarse con confianza. La figura inferior de la derecha muestra las amplitudes de señal que se detectarían en cada banda de 1 Hz. Para la mayor parte de la banda completa, se habrían detectado el 90% de las señales con una amplitud de 5⋅10^-24.

Actualmente los interferómetros LIGO y Virgo están en proceso de actualización a configuraciones avanzadas para mejorar las sensibilidades de los detectores en un orden de magnitud. La experiencia en técnicas de aislamiento sísmico que tiene Virgo ayudará en el logro de esta meta. Un aumento de un orden de magnitud en la sensibilidad representa un aumento de tres órdenes de magnitud en el volumen del espacio observable de los detectores. Las mejoras en los métodos de análisis de datos y el aumento de la potencia de computación multiplicarán las posibilidades de hacer detecciones con estos instrumentos avanzados. Las detecciones directas de ondas gravitacionales supondrán un método importante para probar la relatividad general y ofrecerá una nueva sonda astrofísica de la estructura y la evolución del Universo.

Para leer más:

Pre-impresión gratuita del artículo de investigación que describe los detalles del análisis completo y los resultados: "Implementation of an F-statistic all-sky search for continuous gravitational waves in Virgo VSR1 data" por J. Aasi et al.
Un artículo introductorio acerca de púlsares por Michael Kramer: Pulsars, EAS Publications Series, V. 15, 2005, pp. 219-241 (pre-impresión disponible de forma gratuita)

Glosario

Frenado de espín (en inglés: spin-down): Velocidad de cambio de la frecuencia de onda gravitacional de una estrella de neutrones en rotación. Por lo general es negativo, ya que la estrella está perdiendo energía y reduciendo su frecuencia de giro (desacelerando).
Transformada de Fourier: Una transformación matemática empleada para transformar las señales entre dominio de tiempo y dominio de frecuencia.
Sensibilidad: Medida de la capacidad de un detector para detectar una señal. Los detectores con menor ruido pueden detectar señales más débiles y por lo tanto se dice que tienen mayor sensibilidad.

Figuras de la Publicación

Para obtener más información sobre el significado de estas figuras ver la pre-impresión en arXiv.org.

Comparación del espacio paramétrico en el plano de frecuencia – derivada de la frecuencia, donde se realizaron la búsquedas en el análisis de la primera corrida científica de Virgo (llamada VSR1) presentada en esta publicación (área amarilla), y las búsquedas PowerFlux y Einstein@Home con datos de LIGO S5.

Sensibilidad de la búsqueda en todo el cielo en los datos de VSR1 en la banda 100Hz-1kHz, con 90% de confianza. Los puntos rojos muestran la amplitud de deformación h₀ para la cual el 90% de las fuentes son detectadas con confianza por nuestro programa de análisis. La línea delgada corresponde a la curva de ruido instrumental re-escalada.