Onda gravitacional

Ondas gravitacionales son desplazamientos transitorios en un campo gravitatorio, generados por el movimiento relativo de masas gravitacionales, que irradian hacia afuera desde su fuente a la velocidad de la luz. Fueron propuestas por primera vez por Oliver Heaviside en 1893 y luego por Henri Poincaré en 1905 como el equivalente gravitacional de las ondas electromagnéticas. En 1916, Albert Einstein demostró que las ondas gravitacionales son el resultado de su teoría general de la relatividad en forma de ondulaciones en el espacio-tiempo.

Las ondas gravitacionales transportan energía en forma de radiación gravitacional, una forma de energía radiante similar a la radiación electromagnética. La ley de gravitación universal de Newton, parte de la mecánica clásica, no prevé su existencia, sino que afirma que la gravedad tiene un efecto instantáneo en todas partes. Por lo tanto, las ondas gravitacionales se presentan como un fenómeno relativista importante que está ausente en la física newtoniana.

En la astronomía de ondas gravitacionales, las observaciones de ondas gravitacionales se utilizan para inferir datos sobre las fuentes de las ondas gravitacionales. Las fuentes que se pueden estudiar de esta manera incluyen sistemas binarios de estrellas compuestos por enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros; eventos como las supernovas; y la formación del universo primitivo poco después del Big Bang.

La primera evidencia indirecta de la existencia de ondas gravitacionales se obtuvo en 1974 a partir de la desintegración orbital observada en el púlsar binario Hulse-Taylor, que coincidía con la desintegración predicha por la relatividad general a medida que la energía se pierde en radiación gravitacional. En 1993, Russell A. Hulse y Joseph Hooton Taylor Jr. recibieron el Premio Nobel de Física por este descubrimiento.

La primera observación directa de ondas gravitacionales se realizó en septiembre de 2015, cuando una señal generada por la fusión de dos agujeros negros fue captada por los detectores de ondas gravitacionales LIGO en Livingston, Luisiana, y en Hanford, Washington. El Premio Nobel de Física de 2017 fue otorgado posteriormente a Rainer Weiss, Kip Thorne y Barry Barish por su papel en la detección directa de ondas gravitacionales.

En la teoría general de la relatividad de Albert Einstein, la gravedad se considera un fenómeno resultante de la curvatura del espacio-tiempo. Esta curvatura es causada por la presencia de masa. (Ver: Tensor de tensión-energía) Si las masas se mueven, la curvatura del espacio-tiempo cambia. Si el movimiento no es esféricamente simétrico, el movimiento puede causar ondas gravitacionales que se propagan a la velocidad de la luz.

Cuando una onda gravitacional pasa frente a un observador, éste encuentra que el espacio-tiempo está distorsionado por los efectos de la tensión. Las distancias entre los objetos aumentan y disminuyen rítmicamente a medida que pasa la onda, a una frecuencia igual a la de la onda. La magnitud de este efecto es inversamente proporcional a la distancia (no al cuadrado de la distancia) desde la fuente.

Se prevé que las estrellas de neutrones binarias en espiral sean una fuente poderosa de ondas gravitacionales a medida que se fusionan, debido a la gran aceleración de sus masas cuando orbitan cerca una de la otra. Sin embargo, debido a las distancias astronómicas a estas fuentes, se prevé que los efectos cuando se midan en la Tierra sean muy pequeños, con tensiones de menos de 1 parte en 10²⁰.

Los científicos demuestran la existencia de estas ondas con detectores de alta sensibilidad en múltiples sitios de observación. En 2012, los observatorios LIGO y VIRGO eran los detectores más sensibles, con resoluciones de aproximadamente una parte en 5×10²². El detector japonés KAGRA se completó en 2019; su primera detección conjunta con LIGO y VIRGO se informó en 2021. Otro detector terrestre europeo, el telescopio Einstein, está en desarrollo. La Agencia Espacial Europea también está desarrollando un observatorio espacial, la Antena Espacial de Interferómetro Láser (LISA).

Las ondas gravitacionales no interactúan con la materia de forma tan intensa como lo hace la radiación electromagnética. Esto permite observar fenómenos que involucran objetos exóticos en el universo distante que no pueden observarse con medios más tradicionales, como telescopios ópticos o radiotelescopios; por consiguiente, la astronomía de ondas gravitacionales brinda nuevos conocimientos sobre el funcionamiento del universo.

En particular, las ondas gravitacionales podrían ser de interés para los cosmólogos, ya que ofrecen una forma posible de observar el universo primitivo, algo que no es posible con la astronomía convencional, ya que antes de la recombinación el universo era opaco a la radiación electromagnética. Las mediciones precisas de las ondas gravitacionales también permitirán a los científicos comprobar más a fondo la teoría general de la relatividad.

En principio, las ondas gravitacionales pueden existir a cualquier frecuencia. Las ondas de frecuencia muy baja pueden detectarse utilizando matrices de sincronización de púlsares. En esta técnica, se monitorea la sincronización de aproximadamente 100 púlsares esparcidos ampliamente por nuestra galaxia a lo largo de los años. Los cambios detectables en el tiempo de llegada de sus señales pueden ser el resultado del paso de ondas gravitacionales generadas por la fusión de agujeros negros supermasivos con longitudes de onda medidas en años luz. Estos cambios de sincronización pueden usarse para localizar la fuente de las ondas.

Usando esta técnica, los astrónomos han descubierto el "zumbido" de varias fusiones de SMBH que ocurren en el universo. Stephen Hawking y Werner Israel enumeran diferentes bandas de frecuencia para ondas gravitacionales que podrían detectarse de manera plausible, que van desde 10⁻⁷ Hz hasta 10¹¹ Hz.

La velocidad de las ondas gravitacionales en la teoría general de la relatividad es igual a la velocidad de la luz en el vacío, c. Dentro de la teoría de la relatividad especial, la constante c no solo se refiere a la luz, sino que es la velocidad más alta posible para cualquier interacción en la naturaleza. Formalmente, c es un factor de conversión para cambiar la unidad de tiempo a la unidad de espacio. Esto la convierte en la única velocidad que no depende ni del movimiento de un observador ni de una fuente de luz y/o gravedad.

Por lo tanto, la velocidad de la "luz" es también la velocidad de las ondas gravitacionales y, además, la velocidad de cualquier partícula sin masa. Entre estas partículas se encuentran el gluón (portador de la fuerza fuerte), los fotones que forman la luz (y, por lo tanto, portadores de la fuerza electromagnética) y los hipotéticos gravitones (que son las presuntas partículas de campo asociadas con la gravedad; sin embargo, para comprender el gravitón, si es que existe, se requiere una teoría de la gravedad cuántica, que aún no está disponible).

En agosto de 2017, los detectores LIGO y Virgo recibieron señales de ondas gravitacionales casi al mismo tiempo que los satélites de rayos gamma y los telescopios ópticos detectaron señales de una fuente ubicada a unos 130 millones de años luz de distancia.

La posibilidad de las ondas gravitacionales y de que éstas pudieran viajar a la velocidad de la luz fue discutida en 1893 por Oliver Heaviside, utilizando la analogía entre la ley de la gravitación del cuadrado inverso y la fuerza electrostática. En 1905, Henri Poincaré propuso que las ondas gravitacionales, que emanan de un cuerpo y se propagan a la velocidad de la luz, eran requeridas por las transformaciones de Lorentz y sugirió que, en analogía con una carga eléctrica acelerada que produce ondas electromagnéticas, las masas aceleradas en una teoría de campo relativista de la gravedad deberían producir ondas gravitacionales.

En 1915, Einstein publicó su teoría general de la relatividad, una teoría relativista completa de la gravitación. Conjeturó, como Poincaré, que la ecuación produciría ondas gravitacionales, pero, como menciona en una carta a Schwarzschild en febrero de 1916, éstas no podrían ser similares a las ondas electromagnéticas. Las ondas electromagnéticas pueden producirse por movimiento dipolar, lo que requiere tanto una carga positiva como una negativa. La gravitación no tiene equivalente a la carga negativa. Einstein continuó trabajando en la complejidad de las ecuaciones de la relatividad general para encontrar un modelo de onda alternativo. El resultado se publicó en junio de 1916, y allí llegó a la conclusión de que la onda gravitacional debe propagarse a la velocidad de la luz y, de hecho, debe haber tres tipos de ondas gravitacionales, denominadas longitudinal-longitudinal, transversal-longitudinal y transversal-transversal por Hermann Weyl.

Sin embargo, la naturaleza de las aproximaciones de Einstein llevó a muchos (incluido el propio Einstein) a dudar del resultado. En 1922, Arthur Eddington demostró que dos de los tipos de ondas de Einstein eran artefactos del sistema de coordenadas que utilizaba y podían propagarse a cualquier velocidad eligiendo las coordenadas apropiadas, lo que llevó a Eddington a bromear diciendo que se "propagan a la velocidad del pensamiento". Esto también puso en duda la fisicalidad del tercer tipo (transversal-transversal) que, según demostró Eddington, siempre se propaga a la velocidad de la luz independientemente del sistema de coordenadas. En 1936, Einstein y Nathan Rosen presentaron un artículo a Physical Review en el que afirmaban que las ondas gravitacionales no podían existir en la teoría general de la relatividad completa porque cualquier solución de este tipo de las ecuaciones de campo tendría una singularidad. La revista envió el manuscrito para que lo revisara Howard P. Robertson, quien informó anónimamente que las singularidades en cuestión eran simplemente las singularidades inofensivas de las coordenadas cilíndricas empleadas. Einstein, que no estaba familiarizado con el concepto de revisión por pares, retiró enojado el manuscrito y nunca más lo publicó en Physical Review. No obstante, su asistente Leopold Infeld, que había estado en contacto con Robertson, convenció a Einstein de que la crítica era correcta y el artículo fue reescrito con la conclusión opuesta y publicado en otro lugar. En 1956, Felix Pirani remedió la confusión causada por el uso de varios sistemas de coordenadas al reformular las ondas gravitacionales en términos del tensor de curvatura de Riemann, manifiestamente observable.

En ese momento, el trabajo de Pirani se vio eclipsado por el enfoque de la comunidad en una cuestión diferente: si las ondas gravitacionales podían transmitir energía. Esta cuestión se resolvió mediante un experimento mental propuesto por Richard Feynman durante la primera conferencia de "GR" en Chapel Hill en 1957. En resumen, su argumento, conocido como el "argumento de las cuentas pegajosas", señala que si uno toma una varilla con cuentas, el efecto de una onda gravitacional que pase sería mover las cuentas a lo largo de la varilla; la fricción produciría calor, lo que implicaría que la onda que pasa habría realizado trabajo. Poco después, Hermann Bondi publicó una versión detallada del "argumento de las cuentas pegajosas". Esto más tarde condujo a una serie de artículos (1959 a 1989) de Bondi y Pirani que establecieron la existencia de soluciones de ondas planas para las ondas gravitacionales.

Paul Dirac postuló además la existencia de ondas gravitacionales, declarando que tenían "importancia física" en su conferencia de 1959 en las Reuniones de Lindau. Además, fue Dirac quien predijo ondas gravitacionales con una densidad de energía bien definida en 1964.

Después de la conferencia de Chapel Hill, Joseph Weber comenzó a diseñar y construir los primeros detectores de ondas gravitacionales, hoy conocidos como barras Weber. En 1969, Weber afirmó haber detectado las primeras ondas gravitacionales y en 1970 ya estaba "detectando" señales regularmente procedentes del centro galáctico; sin embargo, la frecuencia de detección pronto planteó dudas sobre la validez de sus observaciones, ya que la tasa implícita de pérdida de energía de la Vía Láctea agotaría nuestra galaxia en una escala de tiempo mucho menor que su edad inferida. Estas dudas se reforzaron cuando, a mediados de la década de 1970, repetidos experimentos de otros grupos que construyeron sus propias barras Weber en todo el mundo no lograron encontrar ninguna señal y, a finales de la década de 1970, el consenso fue que los resultados de Weber eran espurios.

En el mismo período se descubrió la primera evidencia indirecta de ondas gravitacionales. En 1974, Russell Alan Hulse y Joseph Hooton Taylor, Jr. descubrieron el primer púlsar binario, que les valió el Premio Nobel de Física en 1993. Las observaciones de la cronología de los púlsares durante la década siguiente mostraron una disminución gradual del período orbital del púlsar Hulse-Taylor que coincidía con la pérdida de energía y momento angular en la radiación gravitacional predicha por la relatividad general.

Esta detección indirecta de ondas gravitacionales motivó nuevas investigaciones, a pesar del desacreditado resultado de Weber. Algunos grupos continuaron mejorando el concepto original de Weber, mientras que otros persiguieron la detección de ondas gravitacionales utilizando interferómetros láser. La idea de utilizar un interferómetro láser para esto parece haber sido propuesta independientemente por varias personas, entre ellas M.E. Gertsenshtein y V.I. Pustovoit en 1962, y Vladimir B. Braginskiĭ en 1966. Los primeros prototipos fueron desarrollados en la década de 1970 por Robert L. Forward y Rainer Weiss. En las décadas siguientes, se construyeron instrumentos cada vez más sensibles, que culminaron con la construcción de GEO600, LIGO y Virgo.

Tras años de producir resultados nulos, en 2015 se pusieron en funcionamiento detectores mejorados. El 11 de febrero de 2016, las colaboraciones LIGO-Virgo anunciaron la primera observación de ondas gravitacionales, a partir de una señal (denominada GW150914) detectada a las 09:50:45 GMT del 14 de septiembre de 2015 de dos agujeros negros con masas de 29 y 36 masas solares fusionándose a unos 1.300 millones de años luz de distancia. Durante la última fracción de segundo de la fusión, liberó más de 50 veces la potencia de todas las estrellas del universo observable juntas. La señal aumentó de frecuencia de 35 a 250 Hz a lo largo de 10 ciclos (5 órbitas) a medida que aumentaba su fuerza durante un período de 0,2 segundos. La masa del nuevo agujero negro fusionado era de 62 masas solares. Se emitió energía equivalente a tres masas solares en forma de ondas gravitacionales. La señal fue detectada por ambos detectores LIGO en Livingston y Hanford, con una diferencia de tiempo de 7 milisegundos debido al ángulo entre los dos detectores y la fuente. La señal provenía del hemisferio sur celeste, en dirección aproximada a las Nubes de Magallanes (pero mucho más lejos que ellas). El nivel de confianza de que se tratase de una observación de ondas gravitacionales era del 99,99994 %.

Un año antes, la colaboración BICEP2 afirmó haber detectado la huella de las ondas gravitacionales en el fondo cósmico de microondas. Sin embargo, más tarde se vieron obligados a retractarse de este resultado.

En 2017, el Premio Nobel de Física fue otorgado a Rainer Weiss, Kip Thorne y Barry Barish por su papel en la detección de ondas gravitacionales.

En 2023, NANOGrav, EPTA, PPTA y IPTA anunciaron que encontraron evidencia de un fondo de onda gravitacional universal. North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves afirma, que fueron creados sobre escalas de tiempo cosmológicas por agujeros negros supermasivos, identificando la curva de Hellings-Downs distintivo en 15 años de observaciones de radio de 25 pulsares. Resultados similares son publicados por European Pulsar Timing Array, quien afirmó un ${\displaystyle 3\sigma}$-significancia. Esperan que a ${\displaystyle 5\sigma}$- la significación se logrará en 2025 combinando las mediciones de varias colaboraciones.

Las ondas gravitacionales pasan constantemente por la Tierra; sin embargo, incluso las más fuertes tienen un efecto minúsculo y sus fuentes están generalmente a una gran distancia. Por ejemplo, las ondas emitidas por la cataclísmica fusión final de GW150914 llegaron a la Tierra después de viajar más de mil millones de años luz, como una onda en el espacio-tiempo que cambió la longitud de un brazo LIGO de 4 km en una milésima parte del ancho de un protón, proporcionalmente equivalente a cambiar la distancia a la estrella más cercana fuera del Sistema Solar en el ancho de un cabello. Este pequeño efecto de las ondas gravitacionales incluso extremas las hace observables en la Tierra solo con los detectores más sofisticados.

Los efectos de una onda gravitacional que pasa, en una forma extremadamente exagerada, pueden visualizarse imaginando una región perfectamente plana del espacio-tiempo con un grupo de partículas de prueba inmóviles que yacen en un plano, por ejemplo, la superficie de una pantalla de computadora. A medida que una onda gravitacional pasa a través de las partículas a lo largo de una línea perpendicular al plano de las partículas, es decir, siguiendo la línea de visión del observador hacia la pantalla, las partículas seguirán la distorsión en el espacio-tiempo, oscilando de manera "cruciforme", como se muestra en las animaciones. El área encerrada por las partículas de prueba no cambia y no hay movimiento a lo largo de la dirección de propagación.

Las oscilaciones representadas en la animación están exageradas para fines de discusión; en realidad, una onda gravitacional tiene una amplitud muy pequeña (tal como se formula en la gravedad linealizada). Sin embargo, ayudan a ilustrar el tipo de oscilaciones asociadas con las ondas gravitacionales producidas por un par de masas en una órbita circular. En este caso, la amplitud de la onda gravitacional es constante, pero su plano de polarización cambia o rota al doble de la velocidad orbital, por lo que el tamaño de la onda gravitacional que varía con el tiempo, o "deformación periódica del espacio-tiempo", muestra una variación como se muestra en la animación. Si la órbita de las masas es elíptica, entonces la amplitud de la onda gravitacional también varía con el tiempo según la fórmula del cuadrupolo de Einstein.

Al igual que con otras ondas, hay una serie de características que se utilizan para describir una onda gravitacional:

• Amplitud: Por lo general denotado h, este es el tamaño de la onda - la fracción de estiramiento o squeezing en la animación. La amplitud que se muestra aquí es aproximadamente h = 0,5 (o 50%). Las ondas gravitacionales que pasan por la Tierra son muchas veces más débiles que esto: h ■ 10^{20 - 20}.
• Frecuencia: generalmente denotada f, esta es la frecuencia con la que oscila la onda (1 dividida por la cantidad de tiempo entre dos tramos máximos sucesivos o exprimidos)
• Wavelength: Por lo general denotado λ, esta es la distancia a lo largo de la ola entre puntos de estiramiento máximo o apretado.
• Velocidad: Esta es la velocidad a la que viaja un punto en la onda (por ejemplo, un punto de estiramiento máximo o apretado). Para ondas gravitacionales con pequeñas amplitudes, esta velocidad de onda es igual a la velocidad de la luz (c).

La velocidad, la longitud de onda y la frecuencia de una onda gravitacional están relacionadas por la ecuación c = λf, al igual que la ecuación para una onda de luz. Por ejemplo, las animaciones que se muestran aquí oscilan aproximadamente una vez cada dos segundos. Esto correspondería a una frecuencia de 0,5 Hz y una longitud de onda de unos 600 000 km, o 47 veces el diámetro de la Tierra.

En el ejemplo anterior, se supone que la onda está polarizada linealmente con una polarización "positiva", escrita h₊. La polarización de una onda gravitacional es igual que la polarización de una onda de luz, excepto que las polarizaciones de una onda gravitacional están separadas 45 grados, en lugar de 90 grados. En particular, en una onda gravitacional con polarización cruzada, h_×, el efecto sobre las partículas de prueba sería básicamente el mismo, pero rotado 45 grados, como se muestra en la segunda animación. Al igual que con la polarización de la luz, las polarizaciones de las ondas gravitacionales también se pueden expresar en términos de ondas polarizadas circularmente. Las ondas gravitacionales están polarizadas debido a la naturaleza de su fuente.

En términos generales, las ondas gravitacionales son radiadas por grandes movimientos coherentes de inmensa masa, especialmente en regiones donde la gravedad es tan fuerte que la gravedad newtoniana comienza a fallar.

Este efecto no se produce en un sistema puramente simétrico desde el punto de vista esférico. Un ejemplo sencillo de este principio es una mancuerna giratoria. Si la mancuerna gira sobre su eje de simetría, no emitirá ondas gravitacionales; si da vueltas y vueltas, como en el caso de dos planetas que orbitan entre sí, emitirá ondas gravitacionales. Cuanto más pesada sea la mancuerna y cuanto más rápido gire, mayor será la radiación gravitacional que emitirá. En un caso extremo, como cuando los dos pesos de la mancuerna son estrellas masivas como estrellas de neutrones o agujeros negros que orbitan entre sí rápidamente, se emitirían cantidades significativas de radiación gravitacional.

Algunos ejemplos más detallados:

• Dos objetos orbitando uno al otro, como un planeta orbitaría el Sol, voluntad radiar.
• Un planetaoide no asimétrico giratorio – digamos con un gran golpe o dipl en el Ecuador – voluntad radiar.
• Una supernova voluntad radiar excepto en el caso improbable de que la explosión es perfectamente simétrica.
• Un objeto sólido aislado que no gira en movimiento a una velocidad constante no radiar. Esto puede considerarse como consecuencia del principio de conservación del impulso lineal.
• Un disco giratorio no radiar. Esto puede considerarse como consecuencia del principio de conservación del impulso angular. However, it voluntad mostrar efectos gravitomagneticos.
• Una estrella esféricamente pulsante (momento o masa no monopolio cero, pero momento de cuadrupo cero) no radiar, de acuerdo con el teorema de Birkhoff.

Más técnicamente, la segunda derivada temporal del momento cuadrupolar (o la l-ésima derivada temporal del l-ésimo momento multipolar) del tensor de tensión-energía de un sistema aislado debe ser distinta de cero para que emita radiación gravitatoria. Esto es análogo al momento dipolar cambiante de la carga o la corriente que es necesario para la emisión de radiación electromagnética.

Las ondas gravitacionales alejan la energía de sus fuentes y, en el caso de los cuerpos en órbita, esto se asocia con una espiral descendente o decreciente en su órbita. Imaginemos, por ejemplo, un sistema simple de dos masas (como el sistema Tierra-Sol) que se mueve lentamente en comparación con la velocidad de la luz en órbitas circulares. Supongamos que estas dos masas orbitan entre sí en una órbita circular en el plano x–y. En una buena aproximación, las masas siguen órbitas keplerianas simples. Sin embargo, una órbita de este tipo representa un momento cuadripolar cambiante. Es decir, el sistema emitirá ondas gravitacionales.

En teoría, la pérdida de energía a través de la radiación gravitacional podría eventualmente caer la Tierra en el Sol. Sin embargo, la energía total de la Tierra orbitando el Sol (energía cinética + energía potencial gravitacional) es aproximadamente 1.14×10³⁶ joules of which only 200 watts (joules per second) is lost through gravitational radiation, leading to a decay in the orbit by about 1×10⁻¹⁵ metros por día o aproximadamente el diámetro de un protón. A este ritmo, tomaría la Tierra aproximadamente 3×10¹³ tiempos más que la edad actual del universo para espiral sobre el Sol. Esta estimación pasa por alto la disminución de r con el tiempo, pero el radio varía lentamente para la mayor parte del tiempo y se hunde en etapas posteriores, como ${\displaystyle r(t)=r_{0}\left(1-{\frac {t}{t_{\text{coalesce}}}\right)}{1/4}$ con ${\displaystyle R_{0}$ el radio inicial y ${\displaystyle t_{\text{coalesce}}$ el tiempo total necesario para coalesce completamente.

De manera más general, la tasa de desintegración orbital se puede aproximar mediante

${\displaystyle {\frac {\mathrm} r}{\mathrm {d} {\fnMicroc {4}}\,{\f} {\fn} {\fnMicroc {\c}}}\,{\frac {m_{1}m_{2})(m_{1}+m_{2}}}{r^{3}}}}}}}}}}}}}} {\f}} {\f}}}}}}} {\f}}}}} {\f} {\f}} {\f}}}}}}} {\f} {\f} {\f}}}} {\f} {\f}}}}}}} {\f} {\f}}}}}}}}}}}} {\f}} {\f}}}}}} {\f}} {\f}}}}} {\f} {\f}\f} {\f} {\f} {\f}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}$

donde r es la separación entre los cuerpos, t el tiempo, G la constante gravitacional, c la velocidad de la luz y m₁ y m₂ las masas de los cuerpos. Esto conduce a un tiempo esperado para la fusión de

${\displaystyle t={256}\,{\frac {5}{3}}}\,{\frac {4} {\m_{1}m_{2}}}}}}} {\m_{2}}}}}} {\c\c} {\c}}} {\c}}}}} {\c\c\c\c\c\c\c}}}}}} {\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c\c$

Las estrellas compactas como las enanas blancas y las estrellas de neutrones pueden ser constituyentes de sistemas binarios. Por ejemplo, un par de estrellas de neutrones de masa solar en una órbita circular con una separación de 1,89×10⁸ m (189.000 km) tiene un periodo orbital de 1.000 segundos y una vida útil esperada de 1,30×10¹³ segundos o unos 414.000 años. Un sistema de estas características podría ser observado por LISA si no estuviera demasiado lejos. Existe un número mucho mayor de sistemas binarios de enanas blancas con períodos orbitales en este rango. Los sistemas binarios de enanas blancas tienen masas del orden de la del Sol y diámetros del orden de la Tierra. No pueden acercarse mucho más de 10.000 km antes de que se fusionen y exploten en una supernova que también pondría fin a la emisión de ondas gravitacionales. Hasta entonces, su radiación gravitacional sería comparable a la de un sistema binario de estrellas de neutrones.

Cuando la órbita de un sistema binario de estrellas de neutrones se ha reducido a 1,89×10⁶ m (1890 km), su vida útil restante es de unos 130.000 segundos o 36 horas. La frecuencia orbital variará de 1 órbita por segundo al principio, a 918 órbitas por segundo cuando la órbita se haya reducido a 20 km en la fusión. La mayoría de la radiación gravitatoria emitida será al doble de la frecuencia orbital. Justo antes de la fusión, la espiral podría ser observada por LIGO si un sistema binario de este tipo estuviera lo suficientemente cerca. LIGO sólo tiene unos pocos minutos para observar esta fusión de un tiempo de vida orbital total que puede haber sido de miles de millones de años. En agosto de 2017, LIGO y Virgo observaron la primera espiral de estrellas de neutrones binarias en GW170817, y 70 observatorios colaboraron para detectar la contraparte electromagnética, una kilonova en la galaxia NGC 4993, a 40 megaparsecs de distancia, que emitió un breve estallido de rayos gamma (GRB 170817A) segundos después de la fusión, seguido de un transitorio óptico más largo (AT 2017gfo) alimentado por núcleos de proceso r. Los detectores avanzados de LIGO deberían poder detectar tales eventos hasta a 200 megaparsecs de distancia; en este rango, se esperarían alrededor de 40 detecciones por año.

Los sistemas binarios de agujeros negros emiten ondas gravitacionales durante sus fases de espiralización, fusión y de cierre de anillo. Por ello, a principios de los años 1990 la comunidad de físicos se unió en un esfuerzo concertado para predecir las formas de onda de las ondas gravitacionales de estos sistemas con la Binary Black Hole Grand Challenge Alliance. La mayor amplitud de emisión se produce durante la fase de fusión, que se puede modelar con las técnicas de la relatividad numérica. La primera detección directa de ondas gravitacionales, GW150914, se produjo a partir de la fusión de dos agujeros negros.

Una supernova es un fenómeno astronómico transitorio que se produce durante las últimas etapas evolutivas de la vida de una estrella masiva, cuya dramática y catastrófica destrucción está marcada por una explosión titánica final. Esta explosión puede ocurrir de muchas maneras, pero en todas ellas una proporción significativa de la materia de la estrella es expulsada al espacio circundante a velocidades extremadamente altas (hasta el 10% de la velocidad de la luz). A menos que haya una simetría esférica perfecta en estas explosiones (es decir, a menos que la materia sea expulsada uniformemente en todas las direcciones), habrá radiación gravitatoria de la explosión. Esto se debe a que las ondas gravitacionales se generan por un momento cuadrupolar cambiante, lo que solo puede ocurrir cuando hay un movimiento asimétrico de masas. Dado que el mecanismo exacto por el que se producen las supernovas no se entiende por completo, no es fácil modelar la radiación gravitatoria emitida por ellas.

Como se señaló anteriormente, una distribución de masas emitirá radiación gravitacional solo cuando exista un movimiento asimétrico esférico entre las masas. Una estrella de neutrones que gira generalmente no emitirá radiación gravitacional porque las estrellas de neutrones son objetos muy densos con un fuerte campo gravitacional que las mantiene casi perfectamente esféricas. En algunos casos, sin embargo, puede haber ligeras deformidades en la superficie llamadas "montañas", que son protuberancias que se extienden no más de 10 centímetros (4 pulgadas) por encima de la superficie, que hacen que la rotación sea esféricamente asimétrica. Esto le da a la estrella un momento cuadrupolar que cambia con el tiempo, y emitirá ondas gravitacionales hasta que las deformidades se suavicen.

Muchos modelos del Universo sugieren que hubo una época inflacionaria en la historia temprana del Universo, cuando el espacio se expandió por un factor grande en un período muy corto de tiempo. Si esta expansión no fue simétrica en todas las direcciones, pudo haber emitido radiación gravitatoria detectable hoy en día como un fondo de ondas gravitacionales. Esta señal de fondo es demasiado débil para que cualquier detector de ondas gravitacionales actualmente operativo la observe, y se cree que pueden pasar décadas antes de que se pueda hacer una observación de este tipo.

Las ondas de agua, las ondas sonoras y las ondas electromagnéticas pueden transportar energía, momento y momento angular y, al hacerlo, los alejan de la fuente. Las ondas gravitacionales realizan la misma función. Así, por ejemplo, un sistema binario pierde momento angular cuando los dos objetos que orbitan se acercan en espiral; el momento angular es irradiado por las ondas gravitacionales.

Las ondas también pueden transportar un momento lineal, una posibilidad que tiene algunas implicaciones interesantes para la astrofísica. Después de que dos agujeros negros supermasivos se fusionen, la emisión de momento lineal puede producir una "patada" con una amplitud de hasta 4000 km/s. Esto es lo suficientemente rápido como para expulsar completamente el agujero negro fusionado de su galaxia anfitriona. Incluso si la patada es demasiado pequeña para expulsar completamente el agujero negro, puede sacarlo temporalmente del núcleo de la galaxia, después de lo cual oscilará alrededor del centro, llegando finalmente al reposo. Un agujero negro expulsado también puede llevar consigo un cúmulo de estrellas, formando un sistema estelar hipercompacto. O puede llevar gas, lo que permite que el agujero negro en retroceso aparezca temporalmente como un "cuásar desnudo". Se cree que el cuásar SDSS J092712.65+294344.0 contiene un agujero negro supermasivo en retroceso.

Al igual que las ondas electromagnéticas, las ondas gravitacionales deberían presentar cambios en la longitud de onda y la frecuencia debido a las velocidades relativas de la fuente y del observador (el efecto Doppler), pero también debido a distorsiones del espacio-tiempo, como la expansión cósmica. El desplazamiento al rojo de las ondas gravitacionales es diferente del desplazamiento al rojo debido a la gravedad (desplazamiento al rojo gravitacional).

En el marco de la teoría cuántica de campos, el gravitón es el nombre que se da a una partícula elemental hipotética que se supone que es la portadora de la fuerza que media la gravedad. Sin embargo, todavía no se ha demostrado que el gravitón exista y todavía no existe ningún modelo científico que concilie con éxito la relatividad general, que describe la gravedad, y el modelo estándar, que describe todas las demás fuerzas fundamentales. Se han hecho intentos, como la gravedad cuántica, pero aún no han sido aceptados.

Si existe una partícula de este tipo, se espera que no tenga masa (porque la fuerza gravitatoria parece tener un alcance ilimitado) y debe ser un bosón de espín 2. Se puede demostrar que cualquier campo de espín 2 sin masa daría lugar a una fuerza indistinguible de la gravitación, porque un campo de espín 2 sin masa debe acoplarse (interactuar) con el tensor de tensión-energía de la misma manera que lo hace el campo gravitatorio; por lo tanto, si alguna vez se descubriera una partícula de espín 2 sin masa, probablemente sería el gravitón sin mayor distinción de otras partículas de espín 2 sin masa. Un descubrimiento de este tipo uniría la teoría cuántica con la gravedad.

Debido a la debilidad del acoplamiento de la gravedad con la materia, las ondas gravitacionales experimentan muy poca absorción o dispersión, incluso cuando viajan a distancias astronómicas. En particular, se espera que las ondas gravitacionales no se vean afectadas por la opacidad del universo primitivo. En estas primeras fases, el espacio aún no se había vuelto "transparente", por lo que las observaciones basadas en luz, ondas de radio y otras radiaciones electromagnéticas tan lejanas en el tiempo son limitadas o no están disponibles. Por lo tanto, se espera que, en principio, las ondas gravitacionales tengan el potencial de proporcionar una gran cantidad de datos observacionales sobre el universo primitivo.

La dificultad de detectar directamente las ondas gravitacionales hace que sea también difícil que un único detector identifique por sí solo la dirección de una fuente. Por ello, se utilizan múltiples detectores, tanto para distinguir las señales de otros "ruidos" confirmando que la señal no es de origen terrestre, como para determinar la dirección mediante triangulación. Esta técnica se basa en el hecho de que las ondas viajan a la velocidad de la luz y llegarán a distintos detectores en momentos diferentes dependiendo de la dirección de su origen. Aunque las diferencias en el tiempo de llegada pueden ser de apenas unos milisegundos, esto es suficiente para identificar la dirección del origen de la onda con considerable precisión.

Sólo en el caso de GW170814 había tres detectores en funcionamiento en el momento del evento, por lo que la dirección está definida con precisión. La detección por los tres instrumentos condujo a una estimación muy precisa de la posición de la fuente, con una región creíble del 90% de sólo 60 grados cuadrados, un factor 20 más preciso que antes.

Durante el siglo pasado, la astronomía se ha visto revolucionada por el uso de nuevos métodos para observar el universo. Las observaciones astronómicas se hacían inicialmente utilizando luz visible. Galileo Galilei fue pionero en el uso de telescopios para mejorar estas observaciones. Sin embargo, la luz visible es sólo una pequeña porción del espectro electromagnético, y no todos los objetos del universo distante brillan con fuerza en esta banda en particular. Se puede encontrar más información, por ejemplo, en las longitudes de onda de radio. Utilizando radiotelescopios, los astrónomos han descubierto púlsares y cuásares, por ejemplo. Las observaciones en la banda de microondas llevaron a la detección de débiles huellas del Big Bang, un descubrimiento que Stephen Hawking calificó como el "mayor descubrimiento del siglo, si no de todos los tiempos". Avances similares en las observaciones utilizando rayos gamma, rayos X, luz ultravioleta y luz infrarroja también han aportado nuevos conocimientos a la astronomía. A medida que se ha abierto cada una de estas regiones del espectro, se han hecho nuevos descubrimientos que no se habrían podido hacer de otra manera. La comunidad astronómica espera que ocurra lo mismo con las ondas gravitacionales.

Las ondas gravitacionales tienen dos propiedades importantes y únicas. En primer lugar, no es necesario que haya ningún tipo de materia cerca para que las ondas sean generadas por un sistema binario de agujeros negros sin carga, que no emitiría radiación electromagnética. En segundo lugar, las ondas gravitacionales pueden atravesar cualquier materia intermedia sin dispersarse significativamente. Mientras que la luz de estrellas distantes puede ser bloqueada por el polvo interestelar, por ejemplo, las ondas gravitacionales pasan prácticamente sin impedimentos. Estas dos características permiten que las ondas gravitacionales transmitan información sobre fenómenos astronómicos nunca observados hasta ahora por los seres humanos.

Las fuentes de ondas gravitacionales descritas anteriormente se encuentran en el extremo de baja frecuencia del espectro de ondas gravitacionales (10⁻⁷ a 10⁵ Hz). Una fuente astrofísica en el extremo de alta frecuencia del espectro de ondas gravitacionales (por encima de 10⁵ Hz y probablemente 10¹⁰ Hz) genera ondas gravitacionales remanentes que se cree que son huellas débiles del Big Bang, como el fondo cósmico de microondas. En estas altas frecuencias, es potencialmente posible que las fuentes puedan ser "creadas por el hombre", es decir, ondas gravitacionales generadas y detectadas en el laboratorio.

Se cree que un agujero negro supermasivo, creado a partir de la fusión de los agujeros negros en el centro de dos galaxias en fusión detectadas por el telescopio espacial Hubble, fue expulsado del centro de fusión por ondas gravitacionales.

Aunque las ondas del sistema Tierra-Sol son minúsculas, los astrónomos pueden señalar otras fuentes para las cuales la radiación debería ser sustancial. Un ejemplo importante es el binario Hulse-Taylor, un par de estrellas, una de las cuales es un púlsar. Las características de su órbita se pueden deducir del desplazamiento Doppler de las señales de radio emitidas por el púlsar. Cada una de las estrellas tiene aproximadamente 1,4 M y el tamaño de sus órbitas es aproximadamente 1/75 de la órbita Tierra-Sol, apenas unas pocas veces más grande que el diámetro de nuestro propio Sol. La combinación de mayores masas y menor separación significa que la energía emitida por el binario Hulse-Taylor será mucho mayor que la energía emitida por el sistema Tierra-Sol, aproximadamente 10²² veces más.

La información sobre la órbita puede utilizarse para predecir cuánta energía (y momento angular) se irradiará en forma de ondas gravitacionales. A medida que el sistema binario pierde energía, las estrellas se van acercando gradualmente entre sí y el período orbital disminuye. La trayectoria resultante de cada estrella es una espiral con un radio decreciente. La relatividad general describe con precisión estas trayectorias; en particular, la energía irradiada en ondas gravitacionales determina la tasa de disminución del período, definido como el intervalo de tiempo entre periastros sucesivos (puntos de aproximación más cercana de las dos estrellas). Para el púlsar Hulse-Taylor, el cambio actual previsto en el radio es de unos 3 mm por órbita, y el cambio en el período de 7,75 horas es de unos 2 segundos por año. Tras una observación preliminar que mostraba una pérdida de energía orbital coherente con las ondas gravitacionales, las cuidadosas observaciones de tiempo realizadas por Taylor y Joel Weisberg confirmaron drásticamente la disminución prevista del período con una precisión del 10%. Con las estadísticas mejoradas de más de 30 años de datos de tiempo desde el descubrimiento del púlsar, el cambio observado en el período orbital coincide actualmente con la predicción a partir de la radiación gravitatoria supuesta por la relatividad general con un margen de error del 0,2 por ciento. En 1993, impulsado en parte por esta detección indirecta de ondas gravitacionales, el Comité Nobel otorgó el Premio Nobel de Física a Hulse y Taylor por "el descubrimiento de un nuevo tipo de púlsar, un descubrimiento que ha abierto nuevas posibilidades para el estudio de la gravitación". Se estima que la vida útil de este sistema binario, desde el presente hasta la fusión, es de unos pocos cientos de millones de años.

Las espirales son fuentes muy importantes de ondas gravitacionales. Cada vez que dos objetos compactos (enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros) están en órbitas cercanas, envían ondas gravitacionales intensas. A medida que se acercan en espiral, estas ondas se vuelven más intensas. En algún momento deberían volverse tan intensas que sea posible detectarlas directamente por su efecto sobre objetos en la Tierra o en el espacio. Esta detección directa es el objetivo de varios experimentos a gran escala.

La única dificultad es que la mayoría de los sistemas como el binario Hulse-Taylor están muy lejos. La amplitud de las ondas emitidas por el binario Hulse-Taylor en la Tierra sería aproximadamente h ≈ 10⁻²⁶. Sin embargo, hay algunas fuentes que los astrofísicos esperan encontrar que produzcan amplitudes mucho mayores de h ≈ 10⁻²⁰. Se han descubierto al menos otros ocho púlsares binarios.

Las ondas gravitacionales no son fácilmente detectables. Cuando llegan a la Tierra, tienen una amplitud pequeña con una tensión de aproximadamente 10⁻²¹, lo que significa que se necesita un detector extremadamente sensible y que otras fuentes de ruido pueden saturar la señal. Se espera que las ondas gravitacionales tengan frecuencias de 10⁻¹⁶ Hz < f < 10⁴ Hz.

Aunque las observaciones de Hulse-Taylor fueron muy importantes, sólo proporcionan evidencia indirecta de las ondas gravitacionales. Una observación más concluyente sería una medición directa del efecto de una onda gravitacional que pasa, lo que también podría proporcionar más información sobre el sistema que la generó. Cualquier detección directa de este tipo se complica por el efecto extraordinariamente pequeño que las ondas producirían en un detector. La amplitud de una onda esférica caerá como el inverso de la distancia desde la fuente (el término 1/R en las fórmulas para h anteriores). Por lo tanto, incluso las ondas de sistemas extremos como la fusión de agujeros negros binarios se extinguen hasta amplitudes muy pequeñas cuando llegan a la Tierra. Los astrofísicos esperan que algunas ondas gravitacionales que pasan por la Tierra puedan ser tan grandes como h ≈ 10⁻²⁰, pero generalmente no mayores.

Un dispositivo simple que se ha teorizado para detectar el movimiento de onda esperado se llama barra de Weber: una gran barra sólida de metal aislada de las vibraciones externas. Este tipo de instrumento fue el primer tipo de detector de ondas gravitacionales. Las tensiones en el espacio debidas a una onda gravitacional incidente excitan la frecuencia de resonancia de la barra y, por lo tanto, podrían amplificarse hasta niveles detectables. Es posible que una supernova cercana sea lo suficientemente fuerte como para ser vista sin amplificación resonante. Con este instrumento, Joseph Weber afirmó haber detectado señales diarias de ondas gravitacionales. Sin embargo, sus resultados fueron cuestionados en 1974 por los físicos Richard Garwin y David Douglass. Las formas modernas de la barra de Weber todavía se utilizan, enfriadas criogénicamente, con dispositivos superconductores de interferencia cuántica para detectar vibraciones. Las barras de Weber no son lo suficientemente sensibles para detectar nada más que ondas gravitacionales extremadamente potentes.

MiniGRAIL es una antena esférica de ondas gravitacionales que utiliza este principio. Tiene su base en la Universidad de Leiden y consiste en una esfera de 1150 kg mecanizada con precisión y enfriada criogénicamente a 20 milikelvins. La configuración esférica permite una sensibilidad igual en todas las direcciones y es algo más simple experimentalmente que los dispositivos lineales más grandes que requieren alto vacío. Los eventos se detectan midiendo la deformación de la esfera del detector. MiniGRAIL es altamente sensible en el rango de 2 a 4 kHz, adecuado para detectar ondas gravitacionales de inestabilidades de estrellas de neutrones en rotación o fusiones de pequeños agujeros negros.

Actualmente existen dos detectores enfocados en el extremo superior del espectro de ondas gravitacionales (10⁻⁷ a 10⁵ Hz): uno en la Universidad de Birmingham, Inglaterra, y el otro en el INFN de Génova, Italia. Un tercero está en desarrollo en la Universidad de Chongqing, China. El detector de Birmingham mide los cambios en el estado de polarización de un haz de microondas que circula en un circuito cerrado de aproximadamente un metro de diámetro. Se espera que ambos detectores sean sensibles a tensiones periódicas del espacio-tiempo de h ~ 2×10⁻¹³ /√Hz, expresada como una densidad espectral de amplitud. El detector INFN Genoa es una antena resonante que consta de dos osciladores armónicos superconductores esféricos acoplados de unos pocos centímetros de diámetro. Los osciladores están diseñados para tener (cuando no están acoplados) frecuencias de resonancia casi iguales. Actualmente se espera que el sistema tenga una sensibilidad a las tensiones periódicas del espacio-tiempo de h ~ 2×10⁻¹⁷ /√Hz, con una expectativa de alcanzar una sensibilidad de h ~ 2×10⁻²⁰ /√Hz. El detector de la Universidad de Chongqing está planificado para detectar ondas gravitacionales de alta frecuencia remanentes con los parámetros típicos previstos ≈10¹¹ Hz (100 GHz) y h ≈10⁻³⁰ a 10⁻³².

Una clase más sensible de detector utiliza un interferómetro láser de Michelson para medir el movimiento inducido por ondas gravitacionales entre masas "libres" separadas. Esto permite que las masas estén separadas por grandes distancias (lo que aumenta el tamaño de la señal); otra ventaja es que es sensible a una amplia gama de frecuencias (no solo aquellas cercanas a una resonancia como es el caso de las barras de Weber). Después de años de desarrollo, los interferómetros terrestres hicieron la primera detección de ondas gravitacionales en 2015.

En la actualidad, el más sensible es el LIGO (Observatorio de Ondas Gravitacionales por Interferometría Láser). LIGO tiene tres detectores: uno en Livingston, Luisiana, otro en el sitio de Hanford en Richland, Washington y un tercero (antes instalado como segundo detector en Hanford) que se planea trasladar a la India. Cada observatorio tiene dos brazos de almacenamiento de luz de 4 kilómetros de longitud. Estos brazos están en ángulos de 90 grados entre sí, y la luz pasa a través de tubos de vacío de 1 m de diámetro que recorren los 4 kilómetros. Una onda gravitacional que pasa estirará ligeramente un brazo mientras acorta el otro. Este es el movimiento al que un interferómetro es más sensible.

Incluso con brazos tan largos, las ondas gravitacionales más fuertes solo cambiarán la distancia entre los extremos de los brazos en aproximadamente 10⁻¹⁸ m como máximo. LIGO debería poder detectar ondas gravitacionales tan pequeñas como h ~ 5×10⁻²². Las actualizaciones de LIGO y Virgo deberían aumentar aún más la sensibilidad. Otro interferómetro de alta sensibilidad, el KAGRA, que se encuentra en el Observatorio Kamioka en Japón, está en funcionamiento desde febrero de 2020. Un punto clave es que un aumento de diez veces en la sensibilidad (radio de alcance) aumenta el volumen de espacio accesible al instrumento en mil veces. Esto aumenta la tasa a la que se pueden ver señales detectables de una por cada decenas de años de observación a decenas por año.

Los detectores interferométricos están limitados a altas frecuencias por el ruido de disparo, que se produce porque los láseres producen fotones de forma aleatoria; una analogía es la lluvia: la tasa de lluvia, al igual que la intensidad del láser, es medible, pero las gotas de lluvia, al igual que los fotones, caen en momentos aleatorios, lo que provoca fluctuaciones en torno al valor medio. Esto produce ruido en la salida del detector, muy parecido a la estática de la radio. Además, para una potencia láser suficientemente alta, el momento aleatorio transferido a las masas de prueba por los fotones del láser sacude los espejos, enmascarando las señales de bajas frecuencias. El ruido térmico (por ejemplo, el movimiento browniano) es otro límite a la sensibilidad. Además de estas fuentes de ruido "estacionarias" (constantes), todos los detectores terrestres también están limitados a bajas frecuencias por el ruido sísmico y otras formas de vibración ambiental, y otras fuentes de ruido "no estacionarias"; los crujidos en las estructuras mecánicas, los rayos u otras grandes perturbaciones eléctricas, etc. también pueden crear ruido que enmascare un evento o incluso imitar un evento. Todos estos factores deben tenerse en cuenta y excluirse mediante análisis antes de que la detección pueda considerarse un verdadero evento de ondas gravitacionales.

Las ondas gravitacionales más simples son aquellas con frecuencia constante. Las ondas emitidas por una estrella de neutrones giratoria y no axisimétrica serían aproximadamente monocromáticas: un tono puro en acústica. A diferencia de las señales de las supernovas o los agujeros negros binarios, estas señales evolucionan poco en amplitud o frecuencia durante el período en que serían observadas por detectores terrestres. Sin embargo, habría algún cambio en la señal medida, debido al desplazamiento Doppler causado por el movimiento de la Tierra. A pesar de que las señales son simples, la detección es extremadamente costosa desde el punto de vista computacional, debido a los largos tramos de datos que deben analizarse.

El proyecto Einstein@Home es un proyecto de computación distribuida similar a SETI@home, cuyo objetivo es detectar este tipo de ondas gravitacionales. Al tomar datos de LIGO y GEO y enviarlos en pequeños fragmentos a miles de voluntarios para que los analicen en paralelo en sus ordenadores domésticos, Einstein@Home puede analizar los datos mucho más rápidamente de lo que sería posible de otro modo.

También se están desarrollando interferómetros espaciales, como LISA y DECIGO. El diseño de LISA requiere tres masas de prueba que formen un triángulo equilátero, con láseres de cada nave espacial a cada otra nave espacial formando dos interferómetros independientes. Se planea que LISA ocupe una órbita solar siguiendo a la Tierra, con cada brazo del triángulo de 2,5 millones de kilómetros. Esto coloca al detector en un excelente vacío lejos de fuentes de ruido terrestres, aunque seguirá siendo susceptible al calor, ruido de disparo y artefactos causados por rayos cósmicos y viento solar.

Los púlsares son estrellas que giran rápidamente. Un púlsar emite haces de ondas de radio que, como los rayos de un faro, recorren el cielo a medida que gira. Los radiotelescopios pueden detectar la señal de un púlsar como una serie de pulsos espaciados regularmente, básicamente como los tictac de un reloj. Las ondas de radio afectan el tiempo que tardan los pulsos en viajar desde el púlsar hasta un telescopio en la Tierra. Un conjunto de cronometraje de púlsares utiliza púlsares de milisegundos para buscar perturbaciones debidas a ondas de radio en las mediciones del tiempo de llegada de los pulsos a un telescopio, en otras palabras, para buscar desviaciones en los tictac del reloj. Para detectar ondas de radio, los conjuntos de cronometraje de púlsares buscan un patrón cuadrupolar distintivo de correlación y anticorrelación entre el tiempo de llegada de los pulsos de diferentes pares de púlsares en función de su separación angular en el cielo. Aunque los pulsos de púlsar viajan a través del espacio durante cientos o miles de años para llegar hasta nosotros, los conjuntos de cronometraje de púlsares son sensibles a perturbaciones en su tiempo de viaje de mucho menos de una millonésima de segundo.

La fuente más probable de ondas gravitacionales a la que son sensibles los conjuntos de cronometraje de púlsares son los sistemas binarios de agujeros negros supermasivos, que se forman a partir de la colisión de galaxias. Además de los sistemas binarios individuales, los conjuntos de cronometraje de púlsares son sensibles a un fondo estocástico de ondas gravitacionales formado por la suma de las ondas gravitacionales de muchas fusiones de galaxias. Otras posibles fuentes de señales incluyen las cuerdas cósmicas y el fondo primordial de ondas gravitacionales de la inflación cósmica.

A nivel mundial existen tres proyectos de conjuntos de cronometraje de pulsares activos. El Observatorio de Ondas Gravitacionales Nanohertz de América del Norte utiliza datos recopilados por el Radiotelescopio de Arecibo y el Telescopio Green Bank. El Conjunto de Cronometraje de Pulsares de Australia Parkes utiliza datos del radiotelescopio Parkes. El Conjunto de Cronometraje de Pulsares de Europa utiliza datos de los cuatro telescopios más grandes de Europa: el Telescopio Lovell, el Radiotelescopio de Síntesis de Westerbork, el Telescopio Effelsberg y el Radiotelescopio Nancay. Estos tres grupos también colaboran bajo el título de proyecto Conjunto de Cronometraje de Pulsares Internacional.

En junio de 2023, NANOGrav publicó los datos de los últimos 15 años, que contenían la primera evidencia de un fondo de ondas gravitacionales estocásticas. En particular, incluía la primera medición de la curva Hellings-Downs, el signo revelador del origen de las ondas gravitacionales del fondo observado.

Las ondas gravitacionales primordiales son ondas gravitacionales observadas en el fondo cósmico de microondas. Supuestamente fueron detectadas por el instrumento BICEP2, anuncio realizado el 17 de marzo de 2014, que fue retirado el 30 de enero de 2015 ("la señal puede atribuirse en su totalidad al polvo de la Vía Láctea").

El 11 de febrero de 2016, la colaboración LIGO anunció la primera observación de ondas gravitacionales, a partir de una señal detectada a las 09:50:45 GMT del 14 de septiembre de 2015 de dos agujeros negros con masas de 29 y 36 masas solares fusionándose a unos 1.300 millones de años luz de distancia. Durante la última fracción de segundo de la fusión, liberó más de 50 veces la potencia de todas las estrellas del universo observable juntas. La señal aumentó en frecuencia de 35 a 250 Hz a lo largo de 10 ciclos (5 órbitas) a medida que aumentaba en fuerza durante un período de 0,2 segundos. La masa del nuevo agujero negro fusionado era de 62 masas solares. Se emitió energía equivalente a tres masas solares en forma de ondas gravitacionales. La señal fue vista por ambos detectores LIGO en Livingston y Hanford, con una diferencia de tiempo de 7 milisegundos debido al ángulo entre los dos detectores y la fuente. La señal provenía del hemisferio sur celeste, en dirección aproximada a las Nubes de Magallanes (pero mucho más lejos que ellas). Las ondas gravitacionales se observaron en la región de más de 5 sigma (en otras palabras, 99,99997 % de posibilidades de mostrar/obtener el mismo resultado), la probabilidad de encontrar lo suficiente para haber sido evaluada/considerada como evidencia/prueba en un experimento de física estadística.

Desde entonces, LIGO y Virgo han informado de más observaciones de ondas gravitacionales de sistemas binarios de agujeros negros en fusión.

El 16 de octubre de 2017, las colaboraciones LIGO y Virgo anunciaron la primera detección de ondas gravitacionales originadas en la coalescencia de un sistema binario de estrellas de neutrones. La observación del transitorio GW170817, que tuvo lugar el 17 de agosto de 2017, permitió limitar las masas de las estrellas de neutrones implicadas entre 0,86 y 2,26 masas solares. Un análisis posterior permitió una mayor restricción de los valores de masa al intervalo de 1,17 a 1,60 masas solares, con una masa total del sistema medida de 2,73 a 2,78 masas solares. La inclusión del detector Virgo en el esfuerzo de observación permitió una mejora de la localización de la fuente en un factor de 10. Esto a su vez facilitó el seguimiento electromagnético del evento. A diferencia del caso de las fusiones de agujeros negros binarios, se esperaba que las fusiones de estrellas de neutrones binarias produjeran una contraparte electromagnética, es decir, una señal luminosa asociada con el evento. El telescopio espacial de rayos gamma Fermi detectó un estallido de rayos gamma (GRB 170817A) que se produjo 1,7 segundos después del transitorio de ondas gravitacionales. La señal, que se originó cerca de la galaxia NGC 4993, se asoció con la fusión de estrellas de neutrones. Esto fue corroborado por el seguimiento electromagnético del evento (AT 2017gfo), que involucró a 70 telescopios y observatorios y arrojó observaciones en una gran región del espectro electromagnético que confirmaron aún más la naturaleza de estrella de neutrones de los objetos fusionados y la kilonova asociada.

En 2021, la detección de los dos primeros sistemas binarios de estrella de neutrones y agujero negro por los detectores LIGO y VIRGO se publicó en la revista Astrophysical Journal Letters, lo que permitió establecer por primera vez límites a la cantidad de tales sistemas. Hasta la observación gravitacional, nunca se había observado un sistema binario de estrella de neutrones y agujero negro con medios convencionales.

En 1964, L. Halpern y B. Laurent demostraron teóricamente que las transiciones de electrones de espín 2 gravitacional son posibles en los átomos. En comparación con las transiciones eléctricas y magnéticas, la probabilidad de emisión es extremadamente baja. Se discutió la emisión estimulada para aumentar la eficiencia del proceso. Debido a la falta de espejos o resonadores para ondas gravitacionales, determinaron que un GASER de un solo paso (un tipo de láser que emite ondas gravitacionales) es prácticamente inviable.

En 1998, Giorgio Fontana propuso la posibilidad de una implementación diferente del análisis teórico anterior. La coherencia requerida para un GASER práctico podría obtenerse mediante pares de Cooper en superconductores que se caracterizan por una función de onda colectiva macroscópica. Los superconductores de alta temperatura de cuprato se caracterizan por la presencia de pares de Cooper de ondas s y ondas d. Las transiciones entre ondas s y ondas d son de espín gravitacional 2. Se pueden inducir condiciones fuera de equilibrio inyectando pares de Cooper de ondas s de un superconductor de baja temperatura, por ejemplo plomo o niobio, que es una onda s pura, por medio de una unión Josephson con una corriente crítica alta. El mecanismo de amplificación puede describirse como el efecto de la superradiancia, y 10 centímetros cúbicos de superconductor de alta temperatura de cuprato parecen suficientes para que el mecanismo funcione correctamente. Se puede encontrar una descripción detallada de este enfoque en el capítulo 3 de este libro titulado "Superconductores de alta temperatura como fuentes cuánticas de ondas gravitacionales: el HTSC GASER".

Un episodio de la novela de ciencia ficción rusa de 1962 El aprendiz del espacio, de Arkady y Boris Strugatsky, muestra un experimento que monitorea la propagación de ondas gravitacionales a costa de aniquilar un trozo del asteroide 15 Eunomia del tamaño del Monte Everest.

En la novela de Stanislaw Lem de 1986, Fiasco, se utiliza un "cañón de gravedad" o "gracer" (amplificación de la gravedad por emisión colimada de resonancia) para remodelar un colapsar, de modo que los protagonistas puedan explotar los efectos relativistas extremos y hacer un viaje interestelar.

En la novela de Greg Egan de 1997, Diáspora, el análisis de una señal de onda gravitacional de la espiral de una estrella binaria de neutrones cercana revela que su colisión y fusión es inminente, lo que implica que un gran estallido de rayos gamma va a impactar la Tierra.

En la serie de 2006 Recuerdos del pasado de la Tierra de Liu Cixin, las ondas gravitacionales se utilizan como señal de transmisión interestelar, que sirve como punto central de la trama en el conflicto entre civilizaciones dentro de la galaxia.

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• Olas Gravitacionales – Artículos recogidos en Nature Journal
• Olas gravitacionales – Coleccionismo de artículos
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