Los eventos cataclísmicos que llegan a liberar grandes cantidades de energía, no sólo afectan al lugar en que éstos suceden, sino que también repercuten en otras partes. Así por ejemplo, un terremoto que se produzca en algún lugar de la Tierra, como ecos, se producen ondas sísmicas que se extienden y se pesquisan a grandes distancias. Estas alteraciones de la corteza de la Tierra traspasan las rocas, trasladando la energía del terremoto a sitios geográficos muy distantes. Las ondas sísmicas ilustran tres tipos de características comunes a todos los tipos de ondas: a.-son creadas por un evento que libera energía. b.- la alteración es transferida de un lugar a otro a través de un medio conectante y a una velocidad finita, y c.- ellas transfieren energía desde el sitio en que se produjo la alteración a otros cuerpos.

Los físicos creen que como consecuencia de eventos que ocurren en el espacio, mucho más catastróficos que un terremoto, se producen "ondas gravitacionales". De acuerdo a la teoría general de la relatividad de Einstein, ellas son irradiadas por masas acelerantes, pudiendo ser producidas por diferentes eventos que liberan grandes cantidades de energía, como un choque de hoyos negros o la explosión de una supernova (Las supernovas). En la medida que estas ondas viajan, causan variaciones ondulantes en la geometría del espacio-tiempo (ver recuadro). Ellas viajan a la velocidad de la luz, y hacen vibrar a masas distantes, obligándolas a absorber algo de la energía que llevan las ondas.

Hasta ahora nadie ha podido detectar directamente las ondas gravitacionales, de modo que su existencia se deduce sólo a partir de evidencias indirectas. Es por ello que ahora los físicos de varios países están diseñando experimentos que les permita observar y detectar directamente las ondas gravitacionales. Si llegan a tener éxito, ello puede abrir una nueva ventana que permitiría otra forma de observación astronómica. Ello sería similar a lo que ocurrió en el pasado, cuando se pudieron realizar observaciones a través de las ondas de radio o las de rayos X, provenientes del espacio. Pero ahora la trascendencia puede aun ser mayor, ya que las ondas gravitacionales son un tipo de onda completamente diferente a las ondas de luz, radio, o los rayos X. Si se pudiera llegar a detectarlas sería como "oír" el Universo, mientras que lo que se ha logrado hasta ahora, detectando las otras ondas, ha sido sólo "verlo".

El principio que hay detrás de los experimentos que se han estado diseñando para detectar las ondas gravitacionales, es simple. Cualquier objeto que tenga una masa, va a vibrar en respuesta a las ondas que pasan a través de él. De este modo, todo lo que se necesita es ubicar la masa y disponer de un detector capaz de captar la dimensión de las vibraciones.

Sin embargo, para cumplir este objetivo se presentan enormes problemas. Ello porque se espera que las vibraciones que producirían las ondas gravitacionales serían increíblemente pequeñas, ya que la fuerza de la gravedad es extremadamente débil comparada con otras fuerzas fundamentales de la naturaleza, como por ejemplo el electromagnetismo. Es así como en un átomo de hidrógeno, la fuerza gravitacional que existe entre el protón y el electrón, es 1040 veces más débil que la fuerza electromagnética existente entre estas mismas partículas. Para poder pesquisar los efectos en un cuerpo masivo, aun de las más fuertes ondas gravitacionales generadas por un gran movimiento violento, se requeriría un detector que sea lo suficientemente sensible como para medir vibraciones que cambien la forma de la masa en sólo 1 parte en 1022. Esto es equivalente a medir cambios en la altura de un ser humano, por un cambio de centésimas de millones del diámetro de un sólo núcleo atómico. Aun las ondas gravitacionales de un violento acontecimiento en nuestra Galaxia, como el choque de dos estrellas, produciría cambios de 1 parte en 1018, lo que alteraría la altura humana en menos del diámetro de un núcleo atómico.

Los físicos tienen que buscar variaciones como esas, ya que no hay una forma más directa para detectar las ondas gravitacionales. Simplemente no se pueden medir los cambios en el peso de una masa, causados por el paso de una onda gravitacional, ya que esencialmente es una variación de la gravedad en función del tiempo. Esto sucede porque todas las masas en un campo gravitacional particular tienen una caída libre al mismo ritmo, de modo que no ocurren movimientos relativos. La gravedad sólo puede observarse a través de sus efectos de marea, esto es, a través de distorsiones producidas en un cuerpo, que son causadas por diferencias en gravedad en diferentes puntos a lo largo del cuerpo.

Para hacer la distinción, imaginemos un laboratorio de caída libre, primero en un campo gravitacional uniforme, y luego en un campo no uniforme. Imaginemos el laboratorio lleno de polvo y que éste está inicialmente esparcido en toda la pieza. En el primer caso, cada partícula de polvo cae con la misma aceleración y mantiene su posición relativa con respecto a las otras. Si la fuerza del campo es uniformemente mantenida en todas partes, la aceleración del laboratorio, y todo lo que él contiene, aumentan al mismo ritmo, de modo que el polvo no se redistribuye y el cambio es indetectable.

Ahora pensemos en un campo no uniforme, tal vez en un laboratorio de caída libre a través de la Tierra. Aquí el campo es más fuerte cerca de su base. En la medida que la pieza cae, las partículas de polvo cerca del fondo del laboratorio, tienen una mayor aceleración de caída libre con respecto al promedio, con lo que ellas se acumulan en el piso. Aquellas que están cerca del tope, se colectan en el techo, ya que ellas tienen una aceleración de caída libre menor que el promedio. También hay efectos horizontales, dado que la dirección de la gravedad converge hacia el centro de la Tierra. Esto da a las partículas de polvo que están cayendo un componente horizontal de aceleración, lo que hace que ellas se concentren hacia el centro del laboratorio.

Para un observador dentro del laboratorio, habría una fuerza de marea que separa el polvo verticalmente y lo comprime horizontalmente. Esto es exactamente lo que sucede a la Tierra, en la medida que ella cae libremente en el campo gravitacional de la Luna. Los océanos son extendidos a lo largo de las líneas que se juntan al centro de la Tierra y la Luna, y son comprimidos perpendicularmente a ella, produciendo dos altas mareas por día, en la medida que la Tierra gira.


En la misma forma, para un observador estacionario, las ondas gravitacionales aparecen como una fuerza periódica de marea. Esto causa que los objetos masivos, durante el paso de las ondas, se estrechen y se ensanchen, en la dirección perpendicular en que vienen las ondas (ver figura 1).


Método de detección de las ondas

Los detectores de las ondas gravitacionales se diseñan para responder a pequeños desplazamientos de partículas causados por estas fuerzas de mareas. Se espera que estas variaciones sean más ligeras que los movimientos al azar de los átomos en el detector, que son debidos a su energía térmica. Se anticipa que ellos son más pequeños que lo que produce la incertidumbre cuántica, en relación a la posición de los átomos en los objetos de la naturaleza. Los físicos han sido capaces de idear dos métodos, con los que ellos pretenden detectar las pequeñas variaciones producidas por las ondas gravitacionales en la medida que pasen.

El primero de ellos es el llamado "la barra Weber", llamada así después que el físico americano, Joseph Weber la ideó en la Universidad de Maryland, en la década de 1960. Para ello usa una barra de aluminio, cilíndrica, de alrededor de dos metros de largo y 0.5 metros de diámetro. Las ondas, atravesando a lo largo del eje de la barra, la estiraban y la comprimían en ángulos rectos a este eje (ver figura 2). La clave de la sensibilidad de la barra, es que ella tiene una frecuencia natural vibratoria en la cual prefiere vibrar. Si las ondas gravitacionales que vienen contienen frecuencias cercanas a esta misma frecuencia, la barra va a resonar y amplificar la vibración. Un sensor piezo eléctrico agregado al medio de la barra, convierte a señales eléctricas los pequeños desplazamientos, los que se pueden registrar y procesar.

Weber dedujo las frecuencias más probables de las ondas gravitacionales que podían venir elucubrando sobre las posibles fuentes de ellas. Así por ejemplo, supuso que una estrecha unión entre un sistema de "estrellas binarias", donde dos estrellas orbitan un centro común de masa, serían una fuerte fuente de ondas gravitacionales. En la medida que las estrellas se acercan más, su frecuencia orbital aumentaría en alrededor de 1 kilohertz, y el sistema generaría ondas gravitacionales que incluirían esta frecuencia. Por coincidencia, algunas otras fuentes de ondas gravitacionales, como el choque de hoyos negros, la coalescencia de estrellas de neutrones y las explosiones de supernovas, también se espera que produzcan ondas gravitacionales que incluirían frecuencias similares. La barras Weber tienen una frecuencia resonante de alrededor de 1 kilohertz y una sensibilidad de 1 parte en 1015.

Versiones más modernas usan barras enfriadas por líquidos superfríos, para así minimizar el movimiento térmico de los átomos que contienen. Reduciendo este ruido térmico se logra una sensibilidad de la barra que alcanza a 1 parte en 1018. Ellas tienen que ser suficientemente sensibles como para detectar eventos violentos en nuestra Galaxia. Es en este sentido que se están realizando trabajos en estados Unidos, en Suiza y en Italia. También los investigadores están trabajando en experimentos similares usando detectores esféricos, que son igualmente sensibles a las ondas gravitacionales de todas las direcciones. Estos trabajos se están realizando en Estados Unidos, Brasil y Holanda.

Otra forma de detectar pequeños cambios en posición es usando el "interferómetro láser". En este aparato, la luz que proviene de un láser, se separa en dos rayos que viajan en ángulo recto, respecto uno de otro (Figura 3). Los rayos son reflectados de nuevo en la forma que vinieron por espejos colocados a igual distancia del lugar en que se separaron. Los rayos que vuelven son recombinados para producir un pattern de interferencia, similar a las franjas brillantes y oscuras que se ven cuando la luz pasa a través de dos estrechos cortes paralelos. Si cambia la longitud de cualquiera de los brazos, un rayo se retrasa respecto del otro, y cambia el pattern de brillantez y oscuridad. La diferencia entre los dos rayos (que es dos veces la diferencia en la longitud de los dos brazos) se puede calcular por el cambio en el pattern de interferencia.

En la medida que una onda gravitacional pasa perpendicularmente al plano de un interferómetro, un brazo se alarga, mientras el otro se acorta. Las ondas gravitacionales pueden contener un amplio espectro de frecuencia de vibraciones y el interferómetro puede usarse para analizar e interpretar este espectro. Como diversas fuentes es posible que produzcan diferentes espectros de ondas gravitacionales, la información puede usarse incluso para identificar y medir la fuente.

Los interferómetros tienen dos grandes ventajas con respecto a las
barras de Weber. Primero, ellos responden a casi todas las frecuencias de ondas gravitacionales; en otras palabras, tienen una amplia longitud de banda. En segundo lugar, colocando los espejos a una gran distancia uno de otro, pueden hacer mediciones de mayor sensibilidad.

En la actualidad hay numerosos proyectos en ejecución para medir ondas gravitacionales. El más grande está en Estados Unidos. El proyecto LIGO ( Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory), que se está desarrollando en Caltech en Pasadena, California. Se está construyendo un par de interferómetros en las esquinas opuestas del país: uno en el estado de Washington y el otro en Louisiana. Cada uno de los interferómetros consiste de dos detectores de masas, suspendidos libremente, colgando de los extremos de un tubo de vacío, ubicado a 4 kilómetros del separador del rayo. Cada detector de masa tiene agregado un espejo, con el objeto de reflectar la luz láser. Los dos interferómetros están a una distancia de 3000 kilómetros y la idea es comparar cualquier señal, de modo que puedan descartarse las alteraciones debidas a efectos locales, como movimientos sísmicos.


Escuchar en aparatos monstruosos.

Investigadores franceses e italianos están colaborando en el proyecto "Virgo", que tiene un interferómetro de tres kilómetros en la ciudad de Pisa, Italia. Otro proyecto similar, llamado GEO 600, ha resultado de un esfuerzo colaborativo entre científicos ingleses y alemanes. Su interferómetro tiene brazos de 600 metros de largo, y está ubicado en Hanover, Alemania. También los japoneses tienen un programa colaborativo, que se llama TAMA. Es un interferómetro de 300 metros que está ubicado en el Observatorio Astronómico Nacional en Mitaka, cerca de Tokio.

La Agencia del Espacio Europea ha propuesto un proyecto mucho más espectacular. Se trata del LISA (Laser Interferometer Space Antena), que consistiría de seis naves espaciales instaladas orbitando el sol, en la misma órbita de la Tierra (figura 4). Ellas se instalarían en pares, en las esquinas de un gigantesco triángulo equilátero. El tamaño del triángulo sería de 5 millones de kilómetros de largo, y actuarían como los brazos de tres interferómetros gigantes.

Pero el proyecto LISA también tiene que enfrentar problemas tecnológicos. Por ejemplo, una onda gravitacional que cause alteraciones de 1 parte en 1020, cambiaría la longitud de uno de sus brazos en menos que el ancho de un átomo. Dicho de otra forma, el interferómetro debe ser lo suficientemente sensible para detectar los cambios de una dimensión de menos del diámetro de un átomo, y todo ello a una distancia 10 veces superior a la que hay entre la Tierra y la Luna. Esto significa que para que pueda operar LISA eficientemente, deben controlarse o eliminarse todas las posibles alteraciones. Desde luego tienen que escogerse las órbitas, de modo que su configuración permanezca estable. Aun la presión de la luz del sol, que mide alrededor de 10-5 pascales, o un décimo de miles de millones de la presión atmosférica, puede causar una desviación de la posición orbital de la nave.

Los espejos del interferómetro deberán ser cuidadosamente pulidos, donde cada cubo tendrá que fabricarse de una aleación de oro y platino. Cada cubo tendrá que estar totalmente incluido, para protegerlo de la radiación solar, pero no tiene que estar adherido al aparato que lo rodea. Por el contrario, debe flotar libremente en el espacio, y el aparato debe mantenerse en su posición respecto a la libre caída dentro del cubo. Esto requerirá de una técnica llamada "field effect electric propulsion", que puede aplicar una fuerza tan pequeña como 0.1 micronewton.

Los brazos increíblemente largos de LISA lo harán más sensible a las ondas gravitacionales que cualquier interferómetro puesto en la Tierra. Pero hay también otra ventaja de colocar el interferómetro en el espacio. LISA va a ser capaz de detectar ondas gravitacionales de baja frecuencia provenientes de hoyos negros supermasivos, que se originan en los núcleos de galaxias activas, como es el caso de los quásares. Estas ondas de baja frecuencia no pueden captarse por detectores colocadas en la Tierra, ya que interferirían con la actividad sísmica de ella.

Usar seis naves es una medida de seguridad, ya que una vez instaladas en sus posiciones, si fallan no va ser imposible dar servicio. De este modo, LISA podrá continuar operando aunque fallen dos naves, a menos que fallen simultáneamente dos naves del mismo par.

Además una fuente de luz, va a requerir de una fuente de energía para alimentarla. Para eso se requerirá una lámpara con un filamento que se alimentará transformando la energía eléctrica almacenada en una batería, la que tiene que retroalimentarse por la luz solar. Las ondas gravitacionales transfieren energía, por lo que se piensa que se podría retirar energía de sus fuentes en la medida que se vaya agotando la batería. Todo esto significa grandes desafíos tecnológicos.


Evidencias convincentes

En 1974, Russell Ulse y Joseph Taylos, dos físicos americanos de la Universidad de Princeton en New Yersey, descubrieron un sistema de estrellas binarias, llamado PSR B1913+16, en el cual, una de las estrellas se había colapsado para formar un pulsar. Los pulsares son estrellas muy densas, que giran muy rápidamente emitiendo poderosos rayos de radiaciones electromagnéticas (Creces, Abril 2000, pág.20) desde algunos puntos de su superficie. En la medida que el pulsar gira en su eje, las radiaciones se desparraman a su alrededor como un faro luminoso. De este modo lo que nosotros observamos de un quásar son pulsos regulares de radiaciones. Los tiempos de cada pulsación son tan regulares, que cuando se descubrió el primer pulsar hace 30 años, algunos pensaron que ellos podían ser señales que estaban enviando extraterrestres.

Sin embargo, este pulsar descrito por Hulse y Taylor, que si bien es cierto que son emitidos a intervalos regulares, cuando los observamos desde la Tierra, nos parecen ligeramente irregulares. Ello porque están afectados por el movimiento orbital en el sistema binario. Hulse y Taylor usaron estas variaciones para medir el período orbital del sistema y su radio medio. Con ello pudieron calcular la masa de estas dos estrellas, con una acuciosidad comparable con la que medimos la masa de los planetas de nuestro sistema solar. Esta información les permitió medir el esperado nivel de energía perdida en el sistema debido a las ondas gravitacionales, e incluso predecir el ritmo al cual el período orbital debiera declinar. Por el año 1993, el período había caído alrededor de 1.4 milisegundos, un valor que estuvo perfectamente de acuerdo con la predicción basada en la teoría de Einstein, de alrededor de 75 microsegundos por año. En reconocimiento de este trabajo, Hulse y Taylor compartieron el Premio Nobel de Física en el año 1993.

Tratar de detectar las ondas gravitacionales tiene tremendos costos y enormes dificultades técnicas. ¿Entonces, para qué preocuparse de ellas? Para los físicos teóricos la respuesta es obvia: "un resultado positivo sería un gran refuerzo para la teoría de la Relatividad General de Einstein, que predijo la existencia de las ondas gravitacionales". Pero aun hay otros intereses adicionales en la detección de las ondas gravitacionales, los cuales pueden tener consecuencias más significativas.

Esto es porque a través de las ondas se puede llegar a conocer de sus fuentes. Las ondas provenientes de una supernova se verán diferentes a las provenientes de un sistema binario. Si las ondas que llegan se registran y analizan, comparando los resultados de diferentes interferómetros instalados alrededor del mundo, los astrónomos van a ser capaces de identificar su fuente de origen y conectar estos resultados con los que proporcionan las observaciones realizadas con los telescopios de luz y con las fuentes de rayos X. Las ondas gravitacionales también pueden proveer de pruebas definitivas de la existencia de los hoyos negros. Los límites de un hoyo negro tienen una señal característica de la frecuencia de vibraciones, que como el sonido de una campanilla, va a hacer muy distinguibles las ondas producidas por los hoyos negros.

Alteraciones en gran escala del espacio-tiempo,son las fuentes más poderosas de las ondas gravitacionales. Por eso pueden proveernos de información como ninguna otra tecnología lo puede hacer, no sólo de los hoyos negros, sino también de las estrellas que se colapsan, y aun del mismo Big Bang. El detector de ondas gravitacionales podría llegar a ser una rica fuente de información acerca de las enormes masas del Universo y acerca de la física de regiones de intensas gravedades. La revolución en la astronomía y cosmología que podría venir con la detección de las ondas gravitacionales, podría ser mayor que los progresos que se lograron en astronomía con las ondas de radio y los rayos X.

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La teoría de Einstein

La teoría de la gravitación de Isaac Newton, publicada en el año 1686, describe cómo las masas se atraen unas a otras, como resultado de una acción instantánea a distancia. De acuerdo a ella, la Tierra orbita alrededor del Sol como resultado de la fuerza de atracción de los dos cuerpos, y si el Sol, de repente desapareciera, al mismo tiempo desaparecería la fuerza de atracción, y la Tierra volaría en una tangente.

La teoría General de la Relatividad de Einstein, que se publicó en 1915, tiene un principio diferente, aun cuando muchas de las consecuencias observables son las mismas. Mientras que Newton consideraba que el espacio y el tiempo eran lo mismo para todo observador, la teoría de Einstein fundamentada en sus primeros trabajos (teoría especial de la relatividad), afirma que diferentes observadores pueden tener diferentes visiones del espacio y el tiempo. En este escenario, las leyes de la física toman su forma más simple y universal, si el espacio y tiempo están combinados en cuatro dimensiones continuas, conocidas como espacio-tiempo.

De acuerdo a la teoría general de Einstein, la presencia de un cuerpo masivo como el Sol, distorsiona la geometría del espacio y tiempo en la misma forma que una bola masiva colocada en una sábana de goma, distorsiona la sábana. Un cuerpo en una caída libre, sigue la distancia menor a través del espacio-tiempo distorsionado, conocido como las cuatro dimensiones geodésicas; no hay fuerza de gravedad. De este modo, por ejemplo, si la Tierra orbita alrededor del Sol, es simplemente porque sigue la ruta más directa a través de esta región del espacio-tiempo, ya que un gran círculo es la ruta más directa sobre la superficie esférica de la Tierra.

El punto de vista de Einstein se puede resumir en dos simples frases: "La materia le dice al espacio como curvarse". "El espacio le dice a la materia como moverse".

Una consecuencia de esta teoría, es que lo que percibimos como atracción gravitacional no actúa instantáneamente. Si el Sol dejara de existir bruscamente, la distorsión del espacio-tiempo a su alrededor tomaría algún tiempo para cambiar su curvatura. El efecto de aplanamiento se extendería a la velocidad de la luz, de modo que la Tierra continuaría con su órbita durante 8 minutos más, el tiempo que toma la luz para viajar desde el Sol a la Tierra. Después comenzaría ésta a volar en una tangente.

La aceleración de masas a través del espacio-tiempo genera ondas en la geometría del espacio-tiempo que viajan a la velocidad de la luz. Estas son las ondas gravitacionales.

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Steve Adams

Director del Departamento de Física
Westminster School, Londres

New Scientist, Nº 109, 1998