Virgo (interferómetro)

En Relatividad General, una onda gravitacional es una perturbación del espacio-tiempo que se propaga a la velocidad de la luz. Ésta curva ligeramente el espacio-tiempo, cambiando localmente la trayectoria de la luz. Matemáticamente hablando, si ${\displaystyle h}$ es la amplitud (que se supone pequeña) de la onda gravitacional incidente y ${\displaystyle L}$ es la longitud de la cavidad óptica en donde circula la luz, el cambio ${\displaystyle \delta L}$ en el camino óptico debido a la onda gravitacional viene dado por la fórmula:[11]

${\displaystyle {\frac {\delta L}{L}}=C\times h}$

donde ${\displaystyle C\leq 1}$ es un factor geométrico que depende de la orientación relativa entre la cavidad y la dirección de propagación de la onda gravitacional incidente.

Esquema básico de un detector interferométrico de ondas gravitacionales suspendido como Virgo.

Para empezar, Virgo es un interferómetro de Michelson cuyos espejos están suspendidos. El láser se divide en 2 haces mediante un divisor de haz inclinado 45 grados. Los dos haces se propagan en los dos brazos perpendiculares del interferómetro, se reflejan en los espejos situados al final de los brazos y se recombinan en el divisor de haz, generando interferencias que se detectan mediante un fotodiodo. Una onda gravitacional incidente cambia el camino óptico de los haces del láser, produciendo un cambio en el patrón de interferencia que queda registrado en el fotodiodo.

La señal inducida por la potencial onda gravitacional está "incrustada" en las variaciones de intensidad de la luz detectada a la salida del interferómetro.[12] Sin embargo, varias fuentes externas — globalmente conocidas como ruidos — cambian perpetua y significativamente el patrón de interferencia. Si no se hiciera nada para eliminarlos o al menos mitigarlos, las señales físicas esperadas quedarían enterradas en el ruido y entonces permanecerían indetectables. El diseño de detectores como Virgo y LIGO requiere, por tanto, de un detallado inventario de todas las fuentes de ruido que pueden afectar a la medida, así como un fuerte esfuerzo continuo para reducirlas lo máximo posible.[13][14] Durante los periodos de toma de datos, un software específico monitoriza en tiempo real los niveles de ruido del interferómetro, y se llevan a cabo estudios minuciosos para identificar los ruidos más significativos y reducirlos. Cada período durante el cual un detector está en un estado "demasiado ruidoso" es excluido del análisis de los datos: estos tiempos muertos hay que reducirlos tanto como sea posible.

Curva de sensibilidad del detector Virgo en la banda de frecuencias [10 Hz; 10 kHz], calculada en agosto de 2011 «Virgo Sensitivity Curves». 2011. Archivado desde el original el 1 de diciembre de 2015. Consultado el 10 de octubre de 2017. Su forma es típica: el ruido térmico de los modos del péndulo de suspensión de los espejos domina a baja frecuencia mientras que el aumento a alta frecuencia se debe al ruido de disparo del láser. Entre estas dos bandas de frecuencia y superpuestas a estos ruidos fundamentales, se pueden observar resonancias (por ejemplo, los modos de violín de los alambres de suspensión) así como contribuciones de diversos ruidos instrumentales (entre ellos el de frecuencia 50 Hz debido a la red eléctrica y sus armónicos) el cual se está tratando de reducir continuamente.

Un detector como Virgo se caracteriza por su sensibilidad, una figura de mérito que proporciona información sobre la señal más débil que el instrumento puede detectar — cuanto menor es el valor de la sensibilidad, mejor es el detector. La sensibilidad varía con la frecuencia debido a que cada fuente de ruido tiene su propio rango de frecuencias. Por ejemplo, se prevé que la sensibilidad del detector Advanced Virgo esté limitada en última instancia por:[14]

• ruido sísmico (cualquier movimiento del suelo producido por numerosas motivos: olas en el mar Mediterráneo, viento, actividad humana como por ejemplo el tráfico durante el día, etc) a bajas frecuencias hasta aproximadamente 10 Hertz (Hz);
• el ruido térmico de los espejos y sus cables de suspensión, desde unas pocas decenas de Hz hasta unos pocos cientos;
• el ruido de disparo del láser a partir de unos pocos cientos de Hz.

Virgo es un detector de banda ancha cuya sensibilidad abarca desde unos pocos Hz hasta 10 kHz. Matemáticamente hablando, su sensibilidad se caracteriza por su espectro de potencia que se calcula en tiempo real a partir de los datos registrados por el detector. La curva contigua muestra un ejemplo de la densidad espectral de amplitud (raíz cuadrada del espectro de potencia) de Virgo en 2011, dibujada usando escala logarítmica.

El uso de un interferómetro en lugar de una sola cavidad óptica permite aumentar significativamente la sensibilidad del detector de ondas gravitacionales.[15] De hecho, en esta configuración basada en una medida de la interferencia, las contribuciones de varios ruidos experimentales se reducen considerablemente: en lugar de ser proporcionales a la longitud de una cavidad simple, dependen en ese caso de la diferencia de longitud entre los brazos (así que la misma longitud del brazo cancela el ruido). Además, la configuración del interferómetro se beneficia del efecto diferencial inducido por una onda gravitacional en el plano transversal a su dirección de propagación: cuando la longitud de un camino óptico ${\displaystyle L}$ se modifica por una cantidad ${\displaystyle \delta L}$, el camino óptico perpendicular de la misma longitud cambia por ${\displaystyle -\delta L}$ (misma magnitud pero signo contrario). Y la interferencia en el puerto de salida del interferómetro de Michelson depende de la diferencia de longitud entre los dos brazos: el efecto medido se amplifica con un factor 2 respecto a una cavidad simple.

A continuación, hay que "congelar" los distintos espejos del interferómetro: cuando se mueven, la longitud de la cavidad óptica cambia y también lo hace la señal de interferencia leída en el puerto de salida del instrumento. Las posiciones del espejo relativas a una referencia y su alineación son controladas de manera precisa en tiempo real[16] con una precisión mejor que la décima de un nanómetro en cuanto a las longitudes;[14] a escala de unos pocos nanoradianes en lo relativo a los ángulos. Cuanto más sensible sea el detector, más ajustado será su estado de funcionamiento óptimo.

Alcanzar ese nivel de funcionamiento desde una configuración inicial en la que los diversos espejos se mueven libremente es un reto para el sistema de control.[17] En un primer paso, cada espejo es controlado localmente para amortiguar su desplazamiento residual; luego, una secuencia automatizada de fases, generalmente largas y complejas, permite hacer la transición entre una serie de controles locales independientes y un control global único que dirige el interferómetro como un todo. Una vez alcanzado este estado de funcionamiento, es más sencillo mantenerlo, puesto que las señales de error leídas en tiempo real proporcionan una medida de la desviación entre el estado actual del interferómetro y su estado óptimo. A partir de las diferencias medidas, se aplican correcciones mecánicas en los diversos espejos para que el sistema se acerque a su mejor estado de funcionamiento.

El estado de funcionamiento óptimo de un detector interferométrico de ondas gravitacionales está ligeramente alejado de la "franja oscura", una configuración en la que los dos haces láser recombinados en el divisor de haz interfieren de forma destructiva: casi no se detecta luz en el puerto de salida. Los cálculos muestran que la sensibilidad del detector escala como ${\displaystyle {\frac {1}{L\times {\sqrt {P}}}}}$, donde ${\displaystyle L}$ es la longitud de la cavidad del brazo y ${\displaystyle P}$ la energía del láser en el divisor de haz. Para mejorarlo, es preciso aumentar estas dos cantidades.

• Los brazos del detector Virgo tienen una longitud de 3 km.
• Para aumentar aún más (en un factor 50) la longitud de los camino ópticos del láser, se instalan espejos de alta reflectividad en la entrada de los brazos kilométricos para crear cavidades Fabry-Perot.
• Por último, como el interferómetro se sintoniza en la franja oscura y los espejos situados en el extremo de los brazos también son altamente reflectantes, casi toda la potencia del láser se devuelve a su origen desde el divisor de haz. Por lo tanto, un espejo adicional de alta reflectividad se ubica en esta posición para reciclar la luz y almacenarla dentro del instrumento.

Configuración óptica del detector Virgo de primera generación. En los esquemas se puede leer el nivel de magnitud de la potencia almacenada en las distintas cavidades.

El detector inicial de Virgo registró datos científicos de 2007 a 2011 durante cuatro periodos de onbservación científicos.[28] Hubo un apagado de unos pocos meses en 2010 para permitir una importante actualización del sistema de suspensión de Virgo: los alambres de acero de las suspensiones originales fueron reemplazados por fibras de vidrio para reducir el ruido térmico.[29] Después de varios meses de toma de datos con esta configuración final, el detector inicial de Virgo fue apagado en septiembre de 2011 para comenzar la instalación de Advanced Virgo.[30]

Primera detección directa de una onda gravitacional por Virgo, GW170814.

Advanced Virgo pretende ser 10 veces más sensible que el detector Virgo inicial.[31] Según el Informe de Diseño Técnico de Advanced Virgo VIR-0128A-12 de 2012, Advanced Virgo mantiene la misma infraestructura de vacío que Virgo, con cuatro criotrampas adicionales situadas en ambos extremos de los dos brazos de tres kilómetros para atrapar las partículas residuales procedentes de las torres de los espejos, pero el resto del interferómetro ha sido actualizado significativamente. Los nuevos espejos son más grandes (350 mm de diámetro, con un peso de 40 kg) y se han mejorado sus prestaciones ópticas.[20] Los elementos ópticos críticos utilizados para controlar el interferómetro se encuentran en vacío y en bancos suspendidos. Se ha instalado un sistema de óptica adaptativa para corregir in situ[20] las aberraciones del espejo. En la configuración final de Advanced Virgo, la potencia del láser será de 200 W.

Advanced Virgo alcanzó un hito en 2017 con la instalación del nuevo detector. Un primer periodo de obserzción científico conjunto con LIGO, en la segunda mitad de 2017, comenzó después de un período de puesta en marcha de unos pocos meses.

La primera detección de ondas gravitacionales por Virgo se conoce como GW170814, que fue anunciada el 27 de septiembre de 2017 en la conferencia científica del G7 en Turín, Italia.[32][8]

Pocos días después, el 17 de agosto de 2017, GW170817 fue detectado por LIGO y Virgo. La onda gravitacional registrada tiene como origen los últimos minutos de dos estrellas de neutrones que se acercaron en espiral y finalmente se fusionaron, y es la primera observación de onda gravitacional que ha sido confirmada por medios no gravitacionales.

La sensibilidad de diseño completa del Advanced Virgo debería alcanzarse en 2018.