LIGO
El Observatorio de ondas gravitacionales con interferómetro láser (LIGO) es un observatorio y experimento de física a gran escala diseñado para detectar ondas gravitacionales cósmicas y desarrollar observaciones de ondas gravitacionales como una herramienta astronómica. En Estados Unidos se construyeron dos grandes observatorios con el objetivo de detectar ondas gravitacionales mediante interferometría láser. Estos observatorios utilizan espejos separados por cuatro kilómetros que son capaces de detectar un cambio de menos de una diezmilésima parte del diámetro de la carga de un protón.
Los observatorios LIGO iniciales fueron financiados por la Fundación Nacional de Ciencias de los Estados Unidos (NSF) y fueron concebidos, construidos y operados por Caltech y el MIT. Recolectaron datos de 2002 a 2010 pero no se detectaron ondas gravitacionales.
El proyecto LIGO avanzado para mejorar los detectores LIGO originales comenzó en 2008 y sigue recibiendo el apoyo de la NSF, con importantes contribuciones del Consejo de Instalaciones Científicas y Tecnológicas del Reino Unido, la Sociedad Max Planck de Alemania y el Consejo de Investigación de Australia. Los detectores mejorados comenzaron a operar en 2015. La detección de ondas gravitacionales fue reportada en 2016 por LIGO Scientific Collaboration (LSC) y Virgo Collaboration con la participación internacional de científicos de varias universidades e instituciones de investigación. Los científicos involucrados en el proyecto y el análisis de los datos para la astronomía de ondas gravitacionales están organizados por el LSC, que incluye a más de 1000 científicos en todo el mundo, así como a 440 000 usuarios activos de Einstein@Home a diciembre de 2016.
LIGO es el proyecto más grande y ambicioso jamás financiado por la NSF. En 2017, el Premio Nobel de Física fue otorgado a Rainer Weiss, Kip Thorne y Barry C. Barish "por contribuciones decisivas al detector LIGO y la observación de ondas gravitacionales".
Las observaciones se realizan en "ejecuciones". A partir de enero de 2022, LIGO ha realizado tres ejecuciones (con una de las ejecuciones dividida en dos "subejecuciones") y ha realizado 90 detecciones de ondas gravitacionales. El mantenimiento y las actualizaciones de los detectores se realizan entre ejecuciones. La primera ejecución, O1, que se llevó a cabo del 12 de septiembre de 2015 al 19 de enero de 2016, realizó las tres primeras detecciones, todas fusiones de agujeros negros. La segunda ejecución, O2, que se llevó a cabo del 30 de noviembre de 2016 al 25 de agosto de 2017, realizó ocho detecciones, siete fusiones de agujeros negros y la primera fusión de estrellas de neutrones. La tercera carrera, O3, comenzó el 1 de abril de 2019; se dividió en O3a, del 1 de abril al 30 de septiembre de 2019, y O3b, del 1 de noviembre de 2019 hasta su suspensión el 27 de marzo de 2020 debido al COVID-19. La carrera O3 hizo la primera detección de una fusión de una estrella de neutrones con un agujero negro.
Los observatorios de ondas gravitacionales LIGO, Virgo y KAGRA se están coordinando para continuar con las observaciones después de la interrupción provocada por el COVID y, a partir de septiembre de 2022, planean comenzar la carrera de observación O4 juntos en marzo de 2023 (lanzamiento de LIGO Livingston's interferómetro previsto para febrero de 2023). LIGO proyecta un objetivo de sensibilidad de 160–190 Mpc para fusiones de estrellas de neutrones binarias (sensibilidades: Virgo 80–115 Mpc, KAGRA superior a 1 Mpc).
Historia
Antecedentes
El concepto LIGO se basó en el trabajo inicial de muchos científicos para probar un componente de la teoría general de la relatividad de Albert Einstein, la existencia de ondas gravitacionales. A partir de la década de 1960, científicos estadounidenses, incluido Joseph Weber, así como los científicos soviéticos Mikhail Gertsenshtein y Vladislav Pustovoit, concibieron ideas básicas y prototipos de interferometría láser, y en 1967 Rainer Weiss del MIT publicó un análisis del uso de interferómetros e inició la construcción de un prototipo con financiación militar, pero se terminó antes de que pudiera entrar en funcionamiento. A partir de 1968, Kip Thorne inició esfuerzos teóricos sobre las ondas gravitatorias y sus fuentes en Caltech, y estaba convencido de que la detección de ondas gravitacionales eventualmente tendría éxito.
Los prototipos de detectores interferométricos de ondas gravitacionales (interferómetros) fueron construidos a fines de la década de 1960 por Robert L. Forward y sus colegas en Hughes Research Laboratories (con espejos montados en una placa aislada de vibraciones en lugar de oscilación libre), y en la década de 1970 (con espejos oscilantes entre los que la luz rebotaba muchas veces) por Weiss en el MIT, y luego por Heinz Billing y sus colegas en Garching, Alemania, y luego por Ronald Drever, James Hough y sus colegas en Glasgow, Escocia.
En 1980, la NSF financió el estudio de un gran interferómetro dirigido por el MIT (Paul Linsay, Peter Saulson, Rainer Weiss) y, al año siguiente, Caltech construyó un prototipo de 40 metros (Ronald Drever y Stan Whitcomb). El estudio del MIT estableció la viabilidad de los interferómetros a una escala de 1 kilómetro con una sensibilidad adecuada.
Bajo la presión de la NSF, se pidió al MIT y a Caltech que unieran fuerzas para liderar un proyecto LIGO basado en el estudio del MIT y en el trabajo experimental en Caltech, MIT, Glasgow y Garching. Drever, Thorne y Weiss formaron un comité directivo de LIGO, aunque se les rechazó la financiación en 1984 y 1985. En 1986, se les pidió que disolvieran el comité directivo y se nombró a un solo director, Rochus E. Vogt (Caltech).. En 1988, una propuesta de investigación y desarrollo logró financiación.
Desde 1989 hasta 1994, LIGO no logró progresar técnica ni organizativamente. Sólo los esfuerzos políticos continuaron adquiriendo financiación. La financiación en curso fue rechazada de manera rutinaria hasta 1991, cuando el Congreso de los EE. UU. acordó financiar LIGO durante el primer año por $ 23 millones. Sin embargo, los requisitos para recibir la financiación no se cumplieron ni aprobaron, y la NSF cuestionó la base tecnológica y organizativa del proyecto. En 1992, LIGO se reestructuró y Drever ya no era un participante directo. Los problemas de gestión de proyectos en curso y las preocupaciones técnicas se revelaron en las revisiones del proyecto por parte de la NSF, lo que resultó en la retención de fondos hasta que congelaron formalmente los gastos en 1993.
En 1994, después de consultas entre el personal relevante de la NSF, los líderes científicos de LIGO y los presidentes del MIT y Caltech, Vogt renunció y Barry Barish (Caltech) fue nombrado director del laboratorio, y la NSF dejó en claro que LIGO tenía una última oportunidad de apoyo. El equipo de Barish creó un nuevo estudio, presupuesto y plan de proyecto con un presupuesto que superaba las propuestas anteriores en un 40 %. Barish propuso a la NSF y a la Junta Nacional de Ciencias construir LIGO como un detector evolutivo, donde la detección de ondas gravitacionales con LIGO inicial sería posible y con LIGO avanzado sería probable. Esta nueva propuesta recibió fondos de la NSF, Barish fue nombrado investigador principal y se aprobó el aumento. En 1994, con un presupuesto de 395 millones de dólares, LIGO se situó como el proyecto NSF financiado en general más grande de la historia. El proyecto comenzó en Hanford, Washington, a fines de 1994, y en Livingston, Luisiana, en 1995. A medida que la construcción se acercaba a su finalización en 1997, bajo el liderazgo de Barish, se formaron dos instituciones organizativas, LIGO Laboratory y LIGO Scientific Collaboration (LSC). El laboratorio LIGO consta de las instalaciones respaldadas por la NSF bajo LIGO Operation and Advanced R&D; esto incluye la administración del detector LIGO y las instalaciones de prueba. La Colaboración Científica LIGO es un foro para organizar la investigación técnica y científica en LIGO. Es una organización separada del Laboratorio LIGO con su propia supervisión. Barish nombró a Weiss como el primer portavoz de esta colaboración científica.
Comienzan las observaciones
Las operaciones iniciales de LIGO entre 2002 y 2010 no detectaron ondas gravitacionales. En 2004, bajo la dirección de Barish, se sentaron las bases y la financiación para la siguiente fase del desarrollo de LIGO (llamada "LIGO mejorado"). Esto fue seguido por un cierre de varios años mientras que los detectores fueron reemplazados por "LIGO avanzado" versiones. Gran parte del trabajo de investigación y desarrollo de las máquinas LIGO/aLIGO se basó en el trabajo pionero para el detector GEO600 en Hannover, Alemania. En febrero de 2015, los detectores se pusieron en modo de ingeniería en ambas ubicaciones.
A mediados de septiembre de 2015, "la instalación de ondas gravitacionales más grande del mundo" completó una revisión de 5 años de US $ 200 millones a un costo total de $ 620 millones. El 18 de septiembre de 2015, Advanced LIGO comenzó sus primeras observaciones científicas formales con aproximadamente cuatro veces la sensibilidad de los interferómetros LIGO iniciales. Su sensibilidad se mejoraría aún más hasta que se planeó alcanzar la sensibilidad de diseño alrededor de 2021.
Detecciones
El 11 de febrero de 2016, la Colaboración Científica LIGO y la Colaboración Virgo publicaron un artículo sobre la detección de ondas gravitacionales, a partir de una señal detectada a las 09:51 UTC del 14 de septiembre de 2015 de dos agujeros negros de ~30 masas solares que fusionan alrededor de 1300 millones de luz- años de la Tierra.
El director ejecutivo actual, David Reitze, anunció los hallazgos en un evento para los medios en Washington D.C., mientras que el director ejecutivo emérito Barry Barish presentó el primer artículo científico de los hallazgos en el CERN a la comunidad física.
El 2 de mayo de 2016, los miembros de la Colaboración Científica LIGO y otros colaboradores recibieron un Premio Especial de Avance en Física Fundamental por contribuir a la detección directa de ondas gravitacionales.
El 16 de junio de 2016, LIGO anunció que se detectó una segunda señal de la fusión de dos agujeros negros con 14,2 y 7,5 veces la masa del Sol. La señal fue captada el 26 de diciembre de 2015 a las 3:38 UTC.
La detección de una tercera fusión de agujeros negros, entre objetos de 31,2 y 19,4 masas solares, se produjo el 4 de enero de 2017 y se anunció el 1 de junio de 2017. Laura Cadonati fue nombrada primera portavoz adjunta.
El 14 de agosto de 2017 se observó una cuarta detección de una fusión de agujeros negros, entre objetos de 30,5 y 25,3 masas solares, y se anunció el 27 de septiembre de 2017.
En 2017, Weiss, Barish y Thorne recibieron el Premio Nobel de Física "por contribuciones decisivas al detector LIGO y la observación de ondas gravitacionales". Weiss recibió la mitad del dinero total del premio, y Barish y Thorne recibieron cada uno una cuarta parte del premio.
LIGO reanudó sus operaciones después del cierre por mejoras el 26 de marzo de 2019, y se espera que Virgo se una a la red el 1 de abril de 2019.
Misión
La misión de LIGO es observar directamente las ondas gravitacionales de origen cósmico. Estas ondas fueron predichas por primera vez por la teoría general de la relatividad de Einstein en 1916, cuando aún no existía la tecnología necesaria para su detección. Su existencia se confirmó indirectamente cuando las observaciones del púlsar binario PSR 1913+16 en 1974 mostraron un decaimiento orbital que coincidía con las predicciones de pérdida de energía por radiación gravitacional de Einstein. El Premio Nobel de Física de 1993 fue otorgado a Hulse y Taylor por este descubrimiento.
Desde hace mucho tiempo se buscaba la detección directa de ondas gravitacionales. Su descubrimiento ha lanzado una nueva rama de la astronomía para complementar los telescopios electromagnéticos y los observatorios de neutrinos. Joseph Weber fue pionero en el esfuerzo por detectar ondas gravitacionales en la década de 1960 a través de su trabajo en detectores de barras de masa resonante. Los detectores de barras continúan usándose en seis sitios en todo el mundo. En la década de 1970, científicos como Rainer Weiss se dieron cuenta de la aplicabilidad de la interferometría láser a las mediciones de ondas gravitacionales. Robert Forward operó un detector interferométrico en Hughes a principios de la década de 1970.
De hecho, ya en la década de 1960, y tal vez antes de eso, se publicaron artículos sobre la resonancia de ondas de la luz y las ondas gravitacionales. En 1971 se publicó un trabajo sobre métodos para explotar esta resonancia para la detección de ondas gravitacionales de alta frecuencia. En 1962, M. E. Gertsenshtein y V. I. Pustovoit publicaron el primer artículo que describía los principios del uso de interferómetros para la detección de ondas gravitacionales de longitud de onda muy larga. Los autores argumentaron que mediante el uso de interferómetros, la sensibilidad puede ser de 107 a 1010 veces mejor que mediante experimentos electromecánicos. Más tarde, en 1965, Braginsky discutió extensamente las fuentes de ondas gravitacionales y su posible detección. Señaló el documento de 1962 y mencionó la posibilidad de detectar ondas gravitacionales si la tecnología interferométrica y las técnicas de medición mejoraran.
Desde principios de la década de 1990, los físicos han pensado que la tecnología ha evolucionado hasta el punto en que ahora es posible la detección de ondas gravitacionales, de gran interés astrofísico.
En agosto de 2002, LIGO comenzó su búsqueda de ondas gravitacionales cósmicas. Se esperan emisiones mensurables de ondas gravitacionales de sistemas binarios (colisiones y coalescencias de estrellas de neutrones o agujeros negros), explosiones de supernovas de estrellas masivas (que forman estrellas de neutrones y agujeros negros), estrellas de neutrones en acreción, rotaciones de estrellas de neutrones con cortezas deformadas y los restos de la radiación gravitatoria creados por el nacimiento del universo. En teoría, el observatorio también puede observar fenómenos hipotéticos más exóticos, como ondas gravitacionales causadas por cuerdas cósmicas oscilantes o paredes de dominio en colisión.
Observatorios
LIGO opera dos observatorios de ondas gravitacionales al unísono: el Observatorio LIGO Livingston (30°33′46.42″N 90°46′27.27″W / 30.5628944°N 90.7742417°W / 30.5628944; -90.7742417) en Livingston, Louisiana, y el Observatorio LIGO Hanford, en el sitio DOE Hanford (46°27′18.52″N 119°24′27.56″W / 46.4551444°N 119.4076556°W / 46.4551444; -119.4076556), ubicado cerca de Richland, Washington. Estos sitios están separados por 3.002 kilómetros (1.865 millas) de distancia en línea recta a través de la tierra, pero 3.030 kilómetros (1.883 millas) sobre la superficie. Dado que se espera que las ondas gravitacionales viajen a la velocidad de la luz, esta distancia corresponde a una diferencia en los tiempos de llegada de las ondas gravitatorias de hasta diez milisegundos. Mediante el uso de la trilateración, la diferencia en los tiempos de llegada ayuda a determinar el origen de la onda, especialmente cuando se agrega un tercer instrumento similar como Virgo, ubicado a una distancia aún mayor en Europa.
Cada observatorio admite un sistema de ultra alto vacío en forma de L, que mide cuatro kilómetros (2,5 millas) a cada lado. Se pueden configurar hasta cinco interferómetros en cada sistema de vacío.
El Observatorio LIGO Livingston alberga un interferómetro láser en la configuración principal. Este interferómetro se actualizó con éxito en 2004 con un sistema activo de aislamiento de vibraciones basado en actuadores hidráulicos que proporcionan un factor de aislamiento de 10 en la banda de 0,1 a 5 Hz. La vibración sísmica en esta banda se debe principalmente a ondas microsísmicas y fuentes antropogénicas (tráfico, tala, etc.).
El Observatorio LIGO Hanford alberga un interferómetro, casi idéntico al del Observatorio Livingston. Durante las fases inicial y mejorada de LIGO, un interferómetro de longitud media operaba en paralelo con el interferómetro principal. Para este interferómetro de 2 km, las cavidades del brazo Fabry-Pérot tenían la misma delicadeza óptica y, por lo tanto, la mitad del tiempo de almacenamiento que los interferómetros de 4 km. Con la mitad del tiempo de almacenamiento, la sensibilidad de tensión teórica fue tan buena como la de los interferómetros de longitud completa por encima de 200 Hz, pero solo la mitad de buena a bajas frecuencias. Durante la misma época, Hanford conservó su sistema de aislamiento sísmico pasivo original debido a la actividad geológica limitada en el sureste de Washington.
Operación
Los parámetros de esta sección se refieren al experimento LIGO avanzado. El interferómetro primario consta de dos líneas de haz de 4 km de longitud que forman un interferómetro de Michelson reciclado en potencia con brazos de étalon Gires-Tournois. Un láser Nd:YAG de 1064 nm preestabilizado emite un haz con una potencia de 20 W que pasa a través de un espejo de reciclaje de energía. El espejo transmite completamente la luz incidente del láser y refleja la luz del otro lado aumentando la potencia del campo de luz entre el espejo y el subsiguiente divisor de haz a 700 W. Desde el divisor de haz, la luz viaja a lo largo de dos brazos ortogonales. Mediante el uso de espejos parcialmente reflectantes, se crean cavidades de Fabry-Pérot en ambos brazos que aumentan la longitud del camino efectivo de la luz láser en el brazo. La potencia del campo de luz en la cavidad es de 100 kW.
Cuando una onda gravitatoria pasa a través del interferómetro, se altera el espacio-tiempo en el área local. Dependiendo de la fuente de la onda y su polarización, esto da como resultado un cambio efectivo en la longitud de una o ambas cavidades. El cambio de longitud efectivo entre los haces hará que la luz que se encuentra actualmente en la cavidad se desfase ligeramente (antifase) con la luz entrante. Por lo tanto, la cavidad periódicamente perderá muy poco la coherencia y los haces, que están sintonizados para interferir destructivamente en el detector, tendrán una desafinación muy leve que variará periódicamente. Esto da como resultado una señal medible.
Después de un equivalente de aproximadamente 280 viajes por los 4 km de longitud hasta los espejos lejanos y viceversa, los dos haces separados dejan los brazos y se recombinan en el divisor de haz. Los haces que regresan de dos brazos se mantienen desfasados, de modo que cuando los brazos están tanto en coherencia como en interferencia (como cuando no pasa ninguna onda gravitatoria), sus ondas de luz se restan y ninguna luz debería llegar al fotodiodo. Cuando una onda gravitatoria pasa a través del interferómetro, las distancias a lo largo de los brazos del interferómetro se acortan y alargan, lo que hace que los haces se desfasen un poco menos. Esto da como resultado que los rayos entren en fase, creando una resonancia, por lo tanto, llega algo de luz al fotodiodo, lo que indica una señal. La luz que no contiene una señal se devuelve al interferómetro mediante un espejo de reciclaje de energía, lo que aumenta la potencia de la luz en los brazos. En funcionamiento real, las fuentes de ruido pueden causar movimiento en la óptica que produce efectos similares a las señales de ondas gravitacionales reales; gran parte del arte y la complejidad del instrumento radica en encontrar formas de reducir estos movimientos espurios de los espejos. Los observadores comparan las señales de ambos sitios para reducir los efectos del ruido.
Observaciones
Según los modelos actuales de eventos astronómicos y las predicciones de la teoría general de la relatividad, se espera que las ondas gravitacionales que se originan a decenas de millones de años luz de la Tierra distorsionen el espacio del espejo de 4 kilómetros (2,5 millas) en aproximadamente 10−18 m, menos de una milésima parte del diámetro de carga de un protón. De manera equivalente, este es un cambio relativo en la distancia de aproximadamente una parte en 1021. Un evento típico que podría causar un evento de detección sería la última etapa inspiral y la fusión de dos agujeros negros de 10 masas solares, no necesariamente ubicados en la galaxia de la Vía Láctea, que se espera que resulte en una secuencia muy específica de señales a menudo resumidas por el eslogan chirrido, ráfaga, modo de timbre casi normal, decaimiento exponencial.
En su cuarta carrera científica a fines de 2004, los detectores LIGO demostraron sensibilidades al medir estos desplazamientos dentro de un factor de dos de su diseño.
Durante la quinta carrera científica de LIGO en noviembre de 2005, la sensibilidad alcanzó la especificación de diseño principal de una tensión detectable de una parte en 1021 sobre un 100 Hz ancho de banda. Por lo general, se espera que la inspiración de línea de base de dos estrellas de neutrones de masa aproximadamente solar sea observable si ocurre dentro de aproximadamente 8 millones de parsecs (26×10^6 ly), o la vecindad del grupo local, promediado sobre todo direcciones y polarizaciones. También en ese momento, LIGO y GEO 600 (el detector interferométrico alemán-británico) comenzaron una carrera científica conjunta, durante la cual recopilaron datos durante varios meses. Virgo (el detector interferométrico franco-italiano) se unió en mayo de 2007. La quinta ejecución científica finalizó en 2007, después de que un análisis extenso de los datos de esta ejecución no descubriera ningún evento de detección inequívoco.
En febrero de 2007, GRB 070201, un breve estallido de rayos gamma llegó a la Tierra desde la dirección de la galaxia de Andrómeda. La explicación predominante de la mayoría de los estallidos cortos de rayos gamma es la fusión de una estrella de neutrones con una estrella de neutrones o un agujero negro. LIGO informó una no detección de GRB 070201, lo que descarta una fusión a la distancia de Andromeda con alta confianza. Tal restricción se basó en que LIGO finalmente demostró una detección directa de ondas gravitacionales.
LIGO mejorada
(feminine)
Después de completar Science Run 5, LIGO inicial se actualizó con ciertas tecnologías, planificadas para LIGO avanzado pero disponibles y capaces de actualizarse a LIGO inicial, lo que resultó en una configuración de rendimiento mejorado denominada LIGO mejorado. Algunas de las mejoras en LIGO mejorado incluyeron:
- Mayor poder láser
- Detección de Homodyne
- Limpiador del modo de salida
- Herraje de lectura en vacío
Science Run 6 (S6) comenzó en julio de 2009 con configuraciones mejoradas en los detectores de 4 km. Concluyó en octubre de 2010 y se inició el desmontaje de los detectores originales.
LIGO avanzado
Después de 2010, LIGO se desconectó durante varios años para una actualización importante, instalando los nuevos detectores avanzados de LIGO en las infraestructuras del Observatorio LIGO.
El proyecto siguió atrayendo a nuevos miembros, con la contribución de la Universidad Nacional de Australia y la Universidad de Adelaida a Advanced LIGO, y cuando el Laboratorio LIGO comenzó la primera serie de observación 'O1' con los detectores Advanced LIGO en septiembre de 2015, la Colaboración Científica LIGO incluyó a más de 900 científicos en todo el mundo.
La primera serie de observación operó con una sensibilidad aproximadamente tres veces mayor que LIGO inicial y una sensibilidad mucho mayor para sistemas más grandes con su pico de radiación en frecuencias de audio más bajas.
El 11 de febrero de 2016, las colaboraciones LIGO y Virgo anunciaron la primera observación de ondas gravitacionales. La señal fue nombrada GW150914. La forma de onda apareció el 14 de septiembre de 2015, solo dos días después de que los detectores Advanced LIGO comenzaran a recopilar datos después de su actualización. Coincidió con las predicciones de la relatividad general para la espiral interna y la fusión de un par de agujeros negros y la posterior reducción del agujero negro único resultante. Las observaciones demostraron la existencia de sistemas binarios de agujeros negros de masa estelar y la primera observación de una fusión de agujeros negros binarios.
El 15 de junio de 2016, LIGO anunció la detección de un segundo evento de ondas gravitacionales, registrado el 26 de diciembre de 2015 a las 3:38 UTC. El análisis de la señal observada indicó que el evento fue causado por la fusión de dos agujeros negros con masas de 14,2 y 7,5 masas solares, a una distancia de 1.400 millones de años luz. La señal fue nombrada GW151226.
La segunda serie de observación (O2) se llevó a cabo del 30 de noviembre de 2016 al 25 de agosto de 2017, y Livingston logró una mejora de la sensibilidad del 15 al 25 % con respecto a O1, y la sensibilidad de Hanford fue similar a la de O1. En este período, LIGO vio varios eventos de ondas gravitacionales adicionales: GW170104 en enero; GW170608 en junio; y otros cinco entre julio y agosto de 2017. Varios de estos también fueron detectados por la Colaboración Virgo. A diferencia de las fusiones de agujeros negros que solo son detectables gravitacionalmente, GW170817 provino de la colisión de dos estrellas de neutrones y también fue detectado electromagnéticamente por satélites de rayos gamma y telescopios ópticos.
La tercera carrera (O3) comenzó el 1 de abril de 2019 y estaba prevista que durara hasta el 30 de abril de 2020; de hecho se suspendió en marzo de 2020 debido al COVID-19. El 6 de enero de 2020, LIGO anunció la detección de lo que parecían ser ondas gravitacionales de una colisión de dos estrellas de neutrones, registrada el 25 de abril de 2019 por el detector LIGO Livingston. A diferencia de GW170817, este evento no resultó en la detección de ninguna luz. Además, este es el primer evento publicado para una detección de un solo observatorio, dado que el detector LIGO Hanford estaba temporalmente fuera de línea en ese momento y el evento era demasiado débil para ser visible en los datos de Virgo.
Los futuros ciclos de observación se intercalarán con los esfuerzos de puesta en marcha para mejorar aún más la sensibilidad. Su objetivo era lograr la sensibilidad del diseño en 2021; Se planeó que la próxima serie de observación (O4) comenzara en diciembre de 2022, pero la fecha se retrasó hasta marzo de 2023.
Futuro
LIGO-India
LIGO-India, o INDIGO, es un proyecto de colaboración planificado entre el Laboratorio LIGO y la Iniciativa india en observaciones de ondas gravitacionales (IndIGO) para crear un detector de ondas gravitacionales en India. El Laboratorio LIGO, en colaboración con la Fundación Nacional de Ciencias de EE. UU. y los socios de Advanced LIGO del Reino Unido, Alemania y Australia, se ha ofrecido a proporcionar todos los diseños y hardware para uno de los tres detectores Advanced LIGO planeados para instalar, poner en marcha y operado por un equipo indio de científicos en una instalación que se construirá en India.
El proyecto LIGO-India es una colaboración entre LIGO Laboratory y el consorcio LIGO-India: Institute of Plasma Research, Gandhinagar; IUCAA (Centro Interuniversitario de Astronomía y Astrofísica), Pune y Centro Raja Ramanna de Tecnología Avanzada, Indore.
La expansión de las actividades mundiales en detección de ondas gravitacionales para producir una red global eficaz ha sido un objetivo de LIGO durante muchos años. En 2010, una hoja de ruta de desarrollo emitida por el Comité Internacional de Ondas Gravitacionales (GWIC, por sus siglas en inglés) recomendó que se buscara una expansión de la matriz global de detectores interferométricos como máxima prioridad. Tal red brindaría a los astrofísicos capacidades de búsqueda más sólidas y mayores rendimientos científicos. El acuerdo actual entre la Colaboración Científica LIGO y la Colaboración Virgo vincula tres detectores de sensibilidad comparable y forma el núcleo de esta red internacional. Los estudios indican que la localización de fuentes por una red que incluye un detector en la India proporcionaría mejoras significativas. Se predice que las mejoras en los promedios de localización serán de aproximadamente un orden de magnitud, con mejoras sustancialmente mayores en ciertas regiones del cielo.
La NSF estaba dispuesta a permitir esta reubicación y los consiguientes retrasos en el cronograma, siempre que no aumentara el presupuesto de LIGO. Por lo tanto, todos los costos necesarios para construir un laboratorio equivalente a los sitios LIGO para albergar el detector tendrían que correr a cargo del país anfitrión. La primera ubicación distante potencial fue en AIGO en Australia Occidental, sin embargo, el gobierno australiano no estaba dispuesto a comprometer fondos antes del 1 de octubre de 2011, fecha límite.
Se discutió una ubicación en la India en una reunión de la Comisión Conjunta entre la India y los EE. UU. en junio de 2012. Paralelamente, la agencia de financiación de LIGO, la NSF, evaluó la propuesta. Dado que la base del proyecto LIGO-India implica la transferencia de uno de los detectores de LIGO a la India, el plan afectaría el trabajo y la programación de las actualizaciones de Advanced LIGO que ya están en marcha. En agosto de 2012, la Junta Nacional de Ciencias de EE. UU. aprobó la solicitud del Laboratorio LIGO de modificar el alcance de LIGO Avanzado al no instalar el Hanford "H2" interferómetro, y prepararlo en su lugar para el almacenamiento antes de enviarlo a LIGO-India. En India, el proyecto fue presentado al Departamento de Energía Atómica y al Departamento de Ciencia y Tecnología para su aprobación y financiamiento. El 17 de febrero de 2016, menos de una semana después del histórico anuncio de LIGO sobre la detección de ondas gravitacionales, el primer ministro indio, Narendra Modi, anunció que el gabinete había concedido 'en principio'; aprobación de la mega propuesta científica de LIGO-India.
Se seleccionó un sitio cerca del lugar de peregrinación de Aundha Nagnath en el distrito de Hingoli del estado de Maharashtra, en el oeste de la India.
A partir de julio de 2021, el proyecto LIGO-India todavía estaba esperando la "aprobación total" del Gabinete del Gobierno de la India. Se necesita la "aprobación total" del Gabinete para que cualquier construcción comience en el sitio y para asegurar la financiación de la India.
A+
Al igual que LIGO mejorado, ciertas mejoras se adaptarán al instrumento LIGO avanzado existente. Estas se denominan propuestas A+ y su instalación está prevista a partir de 2019 hasta que el detector actualizado esté operativo en 2024. Los cambios casi duplicarían la sensibilidad de Advanced LIGO y aumentarían el volumen de espacio buscado por un factor de siete. Las actualizaciones incluyen:
- Mejoras en el sistema de suspensión espejo.
- Aumento de la reflectividad de los espejos.
- Usando la luz exprimido dependiente de frecuencia, que disminuiría simultáneamente la presión de radiación a bajas frecuencias y dispararía el ruido a altas frecuencias, y
- Recubrimientos de espejo mejorados con menor pérdida mecánica.
Debido a que el fotodetector de salida LIGO final es sensible a la fase y no a la amplitud, es posible comprimir la señal para que haya menos ruido de fase y más ruido de amplitud, sin violar el límite mecánico cuántico de su producto. Esto se hace inyectando un "estado de vacío comprimido" en el puerto oscuro (salida del interferómetro) que es más silencioso, en el parámetro relevante, que la simple oscuridad. Se instaló una actualización de este tipo en ambos sitios LIGO antes de la tercera ejecución de observación. La mejora A+ verá la instalación de una cavidad óptica adicional que actúa para rotar la cuadratura de compresión de fase comprimida a altas frecuencias (por encima de 50 Hz) a amplitud comprimida a bajas frecuencias, mitigando así el ruido de presión de radiación de baja frecuencia.
LIGO Voyager
Se está planificando un detector de tercera generación en los sitios LIGO existentes con el nombre "LIGO Voyager" para mejorar la sensibilidad por un factor adicional de dos, y reducir a la mitad el corte de baja frecuencia a 10 Hz. Los planes requieren que los espejos de vidrio y los láseres de 1064 nm sean reemplazados por masas de prueba de silicio aún más grandes de 160 kg, enfriadas a 123 K (una temperatura alcanzable con nitrógeno líquido) y un cambio a una longitud de onda de láser más larga en el rango de 1500–2200 nm en el que el silicio es transparente. (Muchos documentos asumen una longitud de onda de 1550 nm, pero esto no es definitivo).
Voyager sería una actualización a A+, que estaría operativa alrededor de 2027-2028.
Explorador Cósmico
Un diseño para una instalación más grande con brazos más largos se llama "Cosmic Explorer". Este se basa en la tecnología LIGO Voyager, tiene una geometría en forma de L similar a la de LIGO pero con brazos de 40 km. Actualmente se planea que la instalación esté en la superficie. Tiene una sensibilidad más alta que el Telescopio Einstein para frecuencias superiores a 10 Hz, pero menor sensibilidad por debajo de 10 Hz.
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