Solo detectamos nuestra primera onda gravitacional en 2015. Durante las próximas dos décadas, tendremos miles más.
por Ethan Siegel
CONCLUSIONES CLAVE
- Aunque las ondas gravitacionales fueron una predicción extraíble de la Relatividad General de Einstein en 1915, la humanidad tardó 100 años en detectarlas con éxito.
- Hoy, hemos detectado la fusión de agujeros negros, la fusión de estrellas de neutrones y la fusión de estrellas de neutrones con agujeros negros a través de ondas gravitacionales, pero aún queda mucho más por venir.
- Se habilitará toda una serie de nuevas detecciones con la próxima tecnología, marcando el comienzo de una nueva era de la astronomía para todos nosotros y ampliando la definición de lo que realmente implica la “astronomía”.
Hace más de 100 años que Einstein presentó, en su forma final, la teoría general de la relatividad. La vieja concepción newtoniana de la gravitación —donde dos objetos masivos se atraían instantáneamente con una fuerza proporcional a sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre ellos— no estaba de acuerdo tanto con las observaciones de la órbita de Mercurio como con los requisitos teóricos de las fuerzas especiales. relatividad: donde nada podía viajar más rápido que la luz, ni siquiera la propia fuerza de la gravedad.
La Relatividad General reemplazó la gravedad newtoniana al tratar el espacio-tiempo como un tejido de cuatro dimensiones, donde toda la materia y la energía viajaban a través de ese tejido: limitado por la velocidad de la luz. Ese tejido no era simplemente plano, como una cuadrícula cartesiana, sino que su curvatura estaba determinada por la presencia y el movimiento de la materia y la energía: la materia y la energía le dicen al espacio-tiempo cómo curvarse, y ese espacio-tiempo curvo le dice a la materia y la energía cómo moverse. Y siempre que un objeto que contiene energía se mueva a través de un espacio curvo, una consecuencia inevitable es que emitirá energía en forma de radiación gravitacional, es decir, ondas gravitatorias. Están por todas partes en el Universo, y ahora que hemos comenzado a detectarlos, están a punto de abrir el futuro de la astronomía. Así es cómo.
Las dos primeras cosas que necesita saber, para comprender la astronomía de ondas gravitacionales, es cómo se generan las ondas gravitacionales y cómo afectan las cantidades que podemos observar en el Universo. Las ondas gravitacionales se crean cada vez que un objeto que contiene energía pasa a través de una región donde cambia la curvatura del espacio-tiempo. Esto aplica a:
- masas que giran alrededor de otras masas,
- cambios rápidos en un objeto que gira o colapsa,
- la fusión de dos objetos masivos,
- e incluso un conjunto de fluctuaciones cuánticas que se crearon durante la época inflacionaria que precedió y estableció el Big Bang caliente.
En todos estos casos, la distribución de energía dentro de una región particular del espacio cambia rápidamente y eso da como resultado la producción de una forma de radiación inherente al espacio mismo: ondas gravitacionales.
Estas ondas en el tejido del espacio-tiempo viajan precisamente a la velocidad de la luz en el vacío, y hacen que el espacio se comprima y se enrarezca alternativamente, en direcciones mutuamente perpendiculares, a medida que los picos y valles de las ondas gravitacionales pasan sobre ellos. Esta radiación inherentemente cuadrupolar afecta las propiedades del espacio por el que pasan, así como a todos los objetos y entidades dentro de ese espacio.
Si desea detectar una onda gravitacional, necesita alguna forma de ser sensible tanto a la amplitud como a la frecuencia de la onda que está buscando, y también debe tener alguna forma de detectar que está afectando la región del espacio que está estoy midiendo Cuando las ondas gravitacionales atraviesan una región del espacio:
- vienen con una dirección específica, donde el espacio se “comprime” y “rarifica” en las dos direcciones mutuamente perpendiculares a su propagación,
- se comprimen y enrarecen con una amplitud particular, lo que le dice qué tan sensible debe ser a los cambios en cosas como la “distancia” o el “tiempo de viaje de la luz” para poder verlos,
- y oscilan a una frecuencia particular, donde esa frecuencia está determinada solo por la fuente que generó las ondas gravitacionales de interés y la cantidad que la expansión del Universo ha estirado las ondas gravitacionales a medida que se propagan a través del Universo.
Se han propuesto numerosos esquemas de detección, incluidas barras vibratorias que serían sensibles al movimiento oscilatorio de una onda gravitacional que pasa, sincronización de púlsares que serían sensibles a los cambios oscilatorios de las ondas gravitacionales que pasan a través de la línea de visión del pulso con respecto a nosotros. , y brazos láser reflejados que se extienden en diferentes direcciones, donde los cambios relativos entre las múltiples longitudes de trayectoria revelarían la evidencia de una onda gravitatoria a medida que pasaba.
El último de estos es precisamente el primero, y hasta ahora, el único método por el cual hemos detectado con éxito ondas gravitacionales. Nuestra primera detección de este tipo se produjo el 14 de septiembre de 2015 y representó la inspiración y la fusión de dos agujeros negros de 36 y 29 masas solares, respectivamente. A medida que se fusionaron, formaron un agujero negro final de solo 62 masas solares, y las tres masas solares “faltantes” se convirtieron en energía pura, a través de E = mc² , en forma de ondas gravitacionales.
A medida que esas ondas atravesaron el planeta Tierra, comprimieron y enrarecieron alternativamente nuestro planeta en menos del ancho de una brizna de hierba: una cantidad minúscula. Sin embargo, teníamos dos detectores de ondas gravitacionales, los detectores LIGO Hanford y LIGO Livingston, cada uno de los cuales constaba de dos brazos láser perpendiculares, de 4 km de largo, que reflejaban los láseres de un lado a otro más de mil veces antes de que los haces se volvieran a juntar y recombinado
Al observar los cambios periódicos en los patrones de interferencia creados por los láseres combinados, que a su vez fueron causados por las ondas gravitatorias que pasaban a través del espacio por el que viajaba la luz láser, los científicos pudieron reconstruir la amplitud y la frecuencia de la onda gravitacional que pasaba. mediante. Por primera vez, habíamos capturado estas ahora infames ondas en el espacio-tiempo.
Desde entonces, a los detectores gemelos LIGO se han unido otros dos detectores de ondas gravitacionales de interferómetro láser terrestres: el detector Virgo en Europa y el detector KAGRA en Japón. Para fines de 2022, los cuatro detectores se combinarán para producir una matriz de detectores de ondas gravitacionales sin precedentes, lo que les permitirá ser sensibles a las ondas gravitacionales de menor amplitud que se originan en más ubicaciones en el cielo que nunca. A finales de esta década, se les unirá un quinto detector, LIGO India, que aumentará aún más su sensibilidad.
Debe darse cuenta de que cada onda gravitacional que pasa a través de la Tierra viene con una orientación específica, y solo las orientaciones que causan cambios sustanciales en ambos brazos láser perpendiculares de un detector individual pueden conducir a una detección. Los detectores gemelos LIGO Hanford y LIGO Livingston están orientados específicamente para la redundancia: donde los ángulos en los que se encuentran los detectores, entre sí, se compensan con precisión por la curvatura de la Tierra. Esta elección asegura que una onda gravitacional que aparece en un detector también aparecerá en el otro, pero el costo es que una onda gravitatoria que es insensible a un detector también lo será al otro para obtener una mejor cobertura.
Pero incluso con hasta cinco detectores, con cuatro orientaciones independientes entre ellos, nuestras capacidades de ondas gravitacionales seguirán estando limitadas de dos maneras importantes: en términos de amplitud y frecuencia. En este momento, tenemos en algún lugar en el estadio de béisbol de ~ 100 eventos de ondas gravitacionales, en total, pero todos ellos son de objetos compactos de masa relativamente baja (agujeros negros y estrellas de neutrones) que han sido atrapados en las etapas finales de inspiración y fusión. juntos. Además, todos están relativamente cerca, con fusiones de agujeros negros que se extienden unos pocos miles de millones de años luz y fusiones de estrellas de neutrones que alcanzan quizás un par de millones de años luz. Hasta ahora, solo somos sensibles a los agujeros negros que tienen alrededor de 100 masas solares o menos.
Nuevamente, la razón es simple: la intensidad del campo gravitatorio aumenta cuanto más te acercas a un objeto masivo, pero lo más cerca que puedes estar de un agujero negro está determinado por el tamaño de su horizonte de eventos, que está determinado principalmente por la masa de un agujero negro. Cuanto más masivo sea el agujero negro, mayor será su horizonte de eventos, y eso significa que mayor será la cantidad de tiempo que le toma a cualquier objeto completar una órbita mientras permanece fuera del horizonte de eventos. Los agujeros negros de menor masa (y todas las estrellas de neutrones) permiten períodos orbitales más cortos a su alrededor, e incluso con miles de reflejos, un brazo láser de solo 3-4 km de largo no es sensible a períodos de tiempo más largos.
Por eso, si queremos detectar las ondas gravitatorias emitidas por cualquier otra fuente, entre ellas:
- agujeros negros más masivos, como los supermasivos que se encuentran en el centro de las galaxias,
- objetos menos compactos, como enanas blancas en órbita,
- un fondo estocástico de ondas gravitacionales, causado por la suma acumulativa de todas las ondas generadas por todos los binarios de agujeros negros supermasivos cuyas ondas nos pasan constantemente,
- o el “otro” fondo de ondas gravitatorias: las que quedaron de la inflación cósmica que aún persisten en todo el cósmico hoy, 13.800 millones de años después del Big Bang,
Necesitamos un conjunto nuevo y fundamentalmente diferente de detectores de ondas gravitacionales. Los detectores terrestres que tenemos hoy, a pesar de lo fabulosos que realmente son en su ámbito de aplicación, están limitados en amplitud y frecuencia por dos factores que no se pueden mejorar fácilmente. El primero es el tamaño del brazo láser: si queremos mejorar nuestra sensibilidad o el rango de frecuencia que podemos cubrir, necesitamos brazos láser más largos. Con brazos de ~4 km, ya estamos viendo casi los agujeros negros de mayor masa que podemos; si queremos sondear masas mayores o las mismas masas a distancias mayores, necesitaríamos un nuevo detector con brazos láser más largos. Es posible que podamos construir brazos láser quizás ~ 10 veces más largos que los límites actuales, pero eso es lo mejor que podremos hacer, porque el segundo límite lo establece el propio planeta Tierra: el hecho de que es curvo junto con el hecho de que existen placas tectónicas. Intrínsecamente, no podemos construir brazos láser más allá de cierta longitud o cierta sensibilidad aquí en la Tierra.
Pero está bien, porque hay otro enfoque que deberíamos comenzar a adoptar en la década de 2030: crear un interferómetro basado en láser en el espacio. En lugar de estar limitados por el ruido sísmico fundamental que no se puede evitar a medida que la corteza terrestre se mueve sobre el manto, o por nuestra capacidad de construir un tubo perfectamente recto dada la curvatura de la Tierra, podemos crear brazos láser con líneas de base de cientos de miles. o incluso millones de kilómetros de largo. Esta es la idea detrás de LISA: la antena espacial de interferómetro láser, cuyo lanzamiento está previsto para la década de 2030.
Con LISA, deberíamos poder lograr sensibilidades prístinas a frecuencias más bajas (es decir, para longitudes de onda de ondas gravitacionales más largas) que nunca. Deberíamos poder detectar agujeros negros en el rango de masas solares de miles a millones, así como fusiones de masas de agujeros negros muy desiguales. Además, deberíamos poder ver fuentes a las que los detectores similares a LIGO sean sensibles, excepto en etapas mucho más tempranas, dándonos meses o incluso años de anticipación para prepararnos para un evento de fusión. Con suficientes detectores de este tipo, deberíamos poder señalar con precisión dónde ocurrirán estos eventos de fusión, permitiéndonos apuntar nuestro otro equipo (detectores de partículas y telescopios electromagnéticamente sensibles) al lugar correcto justo en el momento crítico LISA, en muchos sentidos.
Hace más de 100 años que Einstein presentó, en su forma final, la teoría general de la relatividad. La vieja concepción newtoniana de la gravitación —donde dos objetos masivos se atraían instantáneamente con una fuerza proporcional a sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre ellos— no estaba de acuerdo tanto con las observaciones de la órbita de Mercurio como con los requisitos teóricos de las fuerzas especiales. relatividad: donde nada podía viajar más rápido que la luz, ni siquiera la propia fuerza de la gravedad.
La Relatividad General reemplazó la gravedad newtoniana al tratar el espacio-tiempo como un tejido de cuatro dimensiones, donde toda la materia y la energía viajaban a través de ese tejido: limitado por la velocidad de la luz. Ese tejido no era simplemente plano, como una cuadrícula cartesiana, sino que su curvatura estaba determinada por la presencia y el movimiento de la materia y la energía: la materia y la energía le dicen al espacio-tiempo cómo curvarse, y ese espacio-tiempo curvo le dice a la materia y la energía cómo moverse. Y siempre que un objeto que contiene energía se mueva a través de un espacio curvo, una consecuencia inevitable es que emitirá energía en forma de radiación gravitacional, es decir, ondas gravitatorias. Están por todas partes en el Universo, y ahora que hemos comenzado a detectarlos, están a punto de abrir el futuro de la astronomía. Así es cómo.
Las dos primeras cosas que necesita saber, para comprender la astronomía de ondas gravitacionales, es cómo se generan las ondas gravitacionales y cómo afectan las cantidades que podemos observar en el Universo. Las ondas gravitacionales se crean cada vez que un objeto que contiene energía pasa a través de una región donde cambia la curvatura del espacio-tiempo. Esto aplica a:
- masas que giran alrededor de otras masas,
- cambios rápidos en un objeto que gira o colapsa,
- la fusión de dos objetos masivos,
- e incluso un conjunto de fluctuaciones cuánticas que se crearon durante la época inflacionaria que precedió y estableció el Big Bang caliente.
En todos estos casos, la distribución de energía dentro de una región particular del espacio cambia rápidamente y eso da como resultado la producción de una forma de radiación inherente al espacio mismo: ondas gravitacionales.
Estas ondas en el tejido del espacio-tiempo viajan precisamente a la velocidad de la luz en el vacío, y hacen que el espacio se comprima y se enrarezca alternativamente, en direcciones mutuamente perpendiculares, a medida que los picos y valles de las ondas gravitacionales pasan sobre ellos. Esta radiación inherentemente cuadrupolar afecta las propiedades del espacio por el que pasan, así como a todos los objetos y entidades dentro de ese espacio.
Si desea detectar una onda gravitacional, necesita alguna forma de ser sensible tanto a la amplitud como a la frecuencia de la onda que está buscando, y también debe tener alguna forma de detectar que está afectando la región del espacio que está estoy midiendo Cuando las ondas gravitacionales atraviesan una región del espacio:
- vienen con una dirección específica, donde el espacio se “comprime” y “rarifica” en las dos direcciones mutuamente perpendiculares a su propagación,
- se comprimen y enrarecen con una amplitud particular, lo que le dice qué tan sensible debe ser a los cambios en cosas como la “distancia” o el “tiempo de viaje de la luz” para poder verlos,
- y oscilan a una frecuencia particular, donde esa frecuencia está determinada solo por la fuente que generó las ondas gravitacionales de interés y la cantidad que la expansión del Universo ha estirado las ondas gravitacionales a medida que se propagan a través del Universo.
Se han propuesto numerosos esquemas de detección, incluidas barras vibratorias que serían sensibles al movimiento oscilatorio de una onda gravitacional que pasa, sincronización de púlsares que serían sensibles a los cambios oscilatorios de las ondas gravitacionales que pasan a través de la línea de visión del pulso con respecto a nosotros. , y brazos láser reflejados que se extienden en diferentes direcciones, donde los cambios relativos entre las múltiples longitudes de trayectoria revelarían la evidencia de una onda gravitatoria a medida que pasaba.
El último de estos es precisamente el primero, y hasta ahora, el único método por el cual hemos detectado con éxito ondas gravitacionales. Nuestra primera detección de este tipo se produjo el 14 de septiembre de 2015 y representó la inspiración y la fusión de dos agujeros negros de 36 y 29 masas solares, respectivamente. A medida que se fusionaron, formaron un agujero negro final de solo 62 masas solares, y las tres masas solares “faltantes” se convirtieron en energía pura, a través de E = mc² , en forma de ondas gravitacionales.
A medida que esas ondas atravesaron el planeta Tierra, comprimieron y enrarecieron alternativamente nuestro planeta en menos del ancho de una brizna de hierba: una cantidad minúscula. Sin embargo, teníamos dos detectores de ondas gravitacionales, los detectores LIGO Hanford y LIGO Livingston, cada uno de los cuales constaba de dos brazos láser perpendiculares, de 4 km de largo, que reflejaban los láseres de un lado a otro más de mil veces antes de que los haces se volvieran a juntar y recombinado
Al observar los cambios periódicos en los patrones de interferencia creados por los láseres combinados, que a su vez fueron causados por las ondas gravitatorias que pasaban a través del espacio por el que viajaba la luz láser, los científicos pudieron reconstruir la amplitud y la frecuencia de la onda gravitacional que pasaba. mediante. Por primera vez, habíamos capturado estas ahora infames ondas en el espacio-tiempo.
Desde entonces, a los detectores gemelos LIGO se han unido otros dos detectores de ondas gravitacionales de interferómetro láser terrestres: el detector Virgo en Europa y el detector KAGRA en Japón. Para fines de 2022, los cuatro detectores se combinarán para producir una matriz de detectores de ondas gravitacionales sin precedentes, lo que les permitirá ser sensibles a las ondas gravitacionales de menor amplitud que se originan en más ubicaciones en el cielo que nunca. A finales de esta década, se les unirá un quinto detector, LIGO India, que aumentará aún más su sensibilidad.
Debe darse cuenta de que cada onda gravitacional que pasa a través de la Tierra viene con una orientación específica, y solo las orientaciones que causan cambios sustanciales en ambos brazos láser perpendiculares de un detector individual pueden conducir a una detección. Los detectores gemelos LIGO Hanford y LIGO Livingston están orientados específicamente para la redundancia: donde los ángulos en los que se encuentran los detectores, entre sí, se compensan con precisión por la curvatura de la Tierra. Esta elección asegura que una onda gravitacional que aparece en un detector también aparecerá en el otro, pero el costo es que una onda gravitatoria que es insensible a un detector también lo será al otro. Para obtener una mejor cobertura,
Pero incluso con hasta cinco detectores, con cuatro orientaciones independientes entre ellos, nuestras capacidades de ondas gravitacionales seguirán estando limitadas de dos maneras importantes: en términos de amplitud y frecuencia. En este momento, tenemos en algún lugar en el estadio de béisbol de ~ 100 eventos de ondas gravitacionales, en total, pero todos ellos son de objetos compactos de masa relativamente baja (agujeros negros y estrellas de neutrones) que han sido atrapados en las etapas finales de inspiración y fusión. juntos. Además, todos están relativamente cerca, con fusiones de agujeros negros que se extienden unos pocos miles de millones de años luz y fusiones de estrellas de neutrones que alcanzan quizás un par de millones de años luz. Hasta ahora, solo somos sensibles a los agujeros negros que tienen alrededor de 100 masas solares o menos.
Nuevamente, la razón es simple: la intensidad del campo gravitatorio aumenta cuanto más te acercas a un objeto masivo, pero lo más cerca que puedes estar de un agujero negro está determinado por el tamaño de su horizonte de eventos, que está determinado principalmente por la masa de un agujero negro. Cuanto más masivo sea el agujero negro, mayor será su horizonte de eventos, y eso significa que mayor será la cantidad de tiempo que le toma a cualquier objeto completar una órbita mientras permanece fuera del horizonte de eventos. Los agujeros negros de menor masa (y todas las estrellas de neutrones) permiten períodos orbitales más cortos a su alrededor, e incluso con miles de reflejos, un brazo láser de solo 3-4 km de largo no es sensible a períodos de tiempo más largos.
Por eso, si queremos detectar las ondas gravitatorias emitidas por cualquier otra fuente, entre ellas:
- agujeros negros más masivos, como los supermasivos que se encuentran en el centro de las galaxias,
- objetos menos compactos, como enanas blancas en órbita,
- un fondo estocástico de ondas gravitacionales, causado por la suma acumulativa de todas las ondas generadas por todos los binarios de agujeros negros supermasivos cuyas ondas nos pasan constantemente,
- o el “otro” fondo de ondas gravitatorias: las que quedaron de la inflación cósmica que aún persisten en todo el cósmico hoy, 13.800 millones de años después del Big Bang,
Necesitamos un conjunto nuevo y fundamentalmente diferente de detectores de ondas gravitacionales. Los detectores terrestres que tenemos hoy, a pesar de lo fabulosos que realmente son en su ámbito de aplicación, están limitados en amplitud y frecuencia por dos factores que no se pueden mejorar fácilmente. El primero es el tamaño del brazo láser: si queremos mejorar nuestra sensibilidad o el rango de frecuencia que podemos cubrir, necesitamos brazos láser más largos. Con brazos de ~4 km, ya estamos viendo casi los agujeros negros de mayor masa que podemos; si queremos sondear masas mayores o las mismas masas a distancias mayores, necesitaríamos un nuevo detector con brazos láser más largos. Es posible que podamos construir brazos láser quizás ~ 10 veces más largos que los límites actuales, pero eso es lo mejor que podremos hacer, porque el segundo límite lo establece el propio planeta Tierra: el hecho de que es curvo junto con el hecho de que existen placas tectónicas. Intrínsecamente, no podemos construir brazos láser más allá de cierta longitud o cierta sensibilidad aquí en la Tierra.
Pero está bien, porque hay otro enfoque que deberíamos comenzar a adoptar en la década de 2030: crear un interferómetro basado en láser en el espacio. En lugar de estar limitados por el ruido sísmico fundamental que no se puede evitar a medida que la corteza terrestre se mueve sobre el manto, o por nuestra capacidad de construir un tubo perfectamente recto dada la curvatura de la Tierra, podemos crear brazos láser con líneas de base de cientos de miles. o incluso millones de kilómetros de largo. Esta es la idea detrás de LISA: la antena espacial de interferómetro láser, cuyo lanzamiento está previsto para la década de 2030.
Con LISA, deberíamos poder lograr sensibilidades prístinas a frecuencias más bajas (es decir, para longitudes de onda de ondas gravitacionales más largas) que nunca. Deberíamos poder detectar agujeros negros en el rango de masas solares de miles a millones, así como fusiones de masas de agujeros negros muy desiguales. Además, deberíamos poder ver fuentes a las que los detectores similares a LIGO sean sensibles, excepto en etapas mucho más tempranas, dándonos meses o incluso años de anticipación para prepararnos para un evento de fusión. Con suficientes detectores de este tipo, deberíamos poder señalar con precisión dónde ocurrirán estos eventos de fusión, permitiéndonos apuntar nuestro otro equipo (detectores de partículas y telescopios electromagnéticamente sensibles) al lugar correcto justo en el momento crítico. LISA, en muchos sentidos,
Pero para eventos de longitud de onda aún más larga, generados por:
- Agujeros negros de miles de millones de masas solares orbitando entre sí,
- la suma de todos los binarios de agujeros negros supermasivos en el Universo,
- y/o el fondo de ondas gravitacionales impreso por la inflación cósmica,
Necesitamos líneas de base aún más largas para investigar. Afortunadamente, el Universo nos ofrece exactamente esa forma de hacerlo , naturalmente, simplemente observando lo que hay ahí fuera: relojes precisos, exactos y naturales, en forma de púlsares de milisegundos. Estos relojes naturales, que se encuentran por toda nuestra galaxia, incluidos miles y decenas de miles de años luz de distancia, emiten pulsos cronometrados con precisión, cientos de veces por segundo, y son estables en escalas de tiempo de años o incluso décadas.
Al medir los períodos de pulso de estos púlsares con precisión y al unirlos en una red monitoreada continuamente, las variaciones de tiempo combinadas que se ven en los púlsares pueden revelar estas señales que ningún detector creado por humanos propuesto actualmente podría descubrir. Sabemos que debería haber muchos binarios de agujeros negros supermasivos, y los pares más masivos de este tipo podrían incluso detectarse e identificarse individualmente. Tenemos mucha evidencia circunstancial de que debería existir un fondo de ondas gravitatorias inflacionarias, e incluso podemos predecir cómo debería ser su espectro de ondas gravitacionales, pero no sabemos su amplitud. Si tenemos suerte en nuestro Universo, en el sentido de que la amplitud de dicho fondo está por encima del umbral potencialmente detectable, la sincronización del púlsar podría ser la Piedra de Rosetta que desbloquea este código cósmico.
Aunque entramos firmemente en la era de la astronomía de ondas gravitacionales en 2015, esta es una ciencia que aún está en pañales: al igual que la astronomía óptica en las décadas posteriores a Galileo del siglo XVII. Solo tenemos un tipo de herramienta para detectar ondas gravitacionales con éxito en este momento, solo podemos detectarlas en un rango de frecuencia muy estrecho y solo podemos detectar las más cercanas que producen las señales de mayor magnitud. Sin embargo, a medida que la ciencia y la tecnología subyacentes a la astronomía de ondas gravitacionales continúan progresando para:
- detectores terrestres de línea de base más larga,
- interferómetros basados en el espacio,
- y matrices de sincronización de púlsares cada vez más sensibles,
Vamos a revelar más y más del Universo como nunca antes lo habíamos visto. En combinación con detectores de rayos cósmicos y neutrinos, y junto con la astronomía tradicional de todo el espectro electromagnético, es solo cuestión de tiempo antes de que logremos nuestra primera trifecta: un evento astrofísico en el que observamos luz, ondas gravitacionales y partículas, todo desde el mismo evento. Puede ser algo inesperado, como una supernova cercana, lo que lo genera, pero también puede provenir de la fusión de un agujero negro supermasivo a miles de millones de años luz de distancia. Una cosa que es segura, sin embargo, es que cualquiera que sea el futuro de la astronomía, ¡definitivamente necesitará incluir una inversión saludable y sólida en el nuevo y fértil campo de la astronomía de ondas gravitacionales!
Fuente: https://bigthink.com/starts-with-a-bang/gravitational-waves-future-astronomy/