Agujeros negros y ondas gravitacionales

El 11 de Febrero de 2016 se anunció la primera detección directa de ondas gravitacionales. Los dos detectores del experimento LIGO, situados en Livingston y Hanford (EEUU), respectivamente, reportaron un evento de colisión entre dos agujeros negros de 29 y 36 masas solares, respectivamente, situados a una distancia de unos 1.300 millones de años luz (en comparación, el diámetro medio de la Vía Láctea es de unos 100.000 años luz). La magnitud de la explosión cósmica es tal que, durante un período de una décima de segundo, se liberó una potencia unas 50 veces superior a la de todo el Universo junto. 

¿Cómo sabemos todo esto? ¡El propio Einstein pensaba que no era posible! Las razones hay que buscarlas en los enormes progresos tecnológicos y teóricos acaecidos durante las últimas décadas, así como en el establecimiento de enormes redes de colaboración y esfuerzo coordinado a nivel internacional. El marco teórico corresponde a la Relatividad General, desarrollado casi en solitario por Albert Einstein entre los años 1905 y 1916, el cual vino a reemplazar la idea de Isaac Newton de que la gravedad era una fuerza que ``tira” de nosotros, por una interpretación de la gravedad como un efecto geométrico: la materia/energía curvan el espacio y el tiempo y el movimiento que experimentan los cuerpos en dichos espacio y tiempo curvados se siente como una fuerza gravitatoria; en palabras de John Wheeler: ``la materia le dice al espacio-tiempo como debe curvarse, la curvatura del espacio-tiempo le dice a la materia como debe moverse”. Cuando se pregunta a la Naturaleza, a través de experimentos, si es Newton o Einstein quién está acertado, esta nos responde que el segundo. Sirvan como ejemplo la explicación del perihelio de Mercurio, o las predicciones de la curvatura de la luz al pasar por las cercanías de un objeto muy masivo (por ejemplo el Sol), el corrimiento al rojo gravitacional, o el movimiento de púlsares binarios.

Agujeros negros y sus sorprendentes propiedades

Las ondas gravitacionales son otra predicción de la Relatividad General que, sin embargo, aún no había sido testada. En esencia, la naturaleza dinámica del espacio y el tiempo en la teoría de Einstein hacen que, cuando un objeto masivo se mueve, se generen perturbaciones en la estructura del espacio-tiempo, las cuales se propagan a la velocidad de la luz. Sin embargo, dichas perturbaciones son extremadamente débiles, lo cual explica que, un siglo después de su predicción, aún no hubieran sido detectadas. En este sentido, hace años que los astrofísicos habían llegado a la conclusión de que la mejor oportunidad para detectarlas residía en estudiar pares de agujeros negros.

El concepto de un cuerpo tan denso que ni siquiera la luz puede escapar de él fue ya descrito en una etapa tan temprana como 1783 en una comunicación a la Royal Society por un geólogo inglés llamado John Michell. Su idea consistía en llevar el concepto de velocidad de escape al límite, de tal modo que ningún objeto, por muy rápido que se pudiera mover, podría escapar de dicho cuerpo denso. Debido al limitado conocimiento empírico de la época, dicho concepto fue desechado como una curiosidad. Sin embargo, el concepto renació en 1916 cuando, recién salida de imprenta la Relatividad General, Karl Schwarzschild encontró una solución matemática de dicha teoría que permitía la existencia de un cuerpo supermasivo y tan concentrado que su velocidad de escape sería mayor que la de la luz. Como la teoría de la Relatividad (Especial) impone que ningún objeto físico puede moverse a mayor velocidad que la de la luz, nada podría escapar de dichos cuerpos: el concepto de agujero negro (acuñado por John Wheeler en 1969) hacía acto de aparición en la teoría de Einstein.

Ahora bien, ¿Cómo sabemos que los agujeros negros son reales y no un mero truco matemático? Utilizando los extensos conocimientos empíricos acumulados durante décadas, así como poderosos métodos de física nuclear, los astrofísicos creen conocer con bastante exactitud el proceso de nacimiento, vida y muerte de las estrellas. Cuando estas son muy masivas, su etapa final termina ``a lo grande”, con una explosión en forma de supernova durante la cual su luminosidad crece hasta superar, durante unos pocos días, la de toda la galaxia por completo en la cual está ubicada. Pero aún más interesante es el hecho de que, si la masa del remanente de la explosión de supernova es lo suficientemente grande (unas 2,5 masas solares), ningún mecanismo conocido en la Física puede impedir que el destino final de dicho remanente sea colapsar para formar un agujero negro.

 Ahora bien, todo esto no implica que los agujeros negros existan de verdad. ¿Cómo podemos ver un objeto que no emite luz? La mejor oportunidad es utilizar el hecho de que la mayor parte de las estrellas en el Universo son en realidad sistemas binarios: dos estrellas, con diferentes masas y etapas vitales, orbitando alrededor del centro de masas del sistema. Supongamos que una de ellas se ha convertido en un agujero negro. Lo que sucede a continuación es que, debido a su intenso campo gravitatorio, empieza a absorber parte del material de su compañera (la canibaliza). Sin embargo, hay que recordar que el agujero negro es, en realidad, un objeto muy pequeño, de tal manera que el material atraído no puede ser tragado inmediatamente por este. De tal modo que dicho material se arremolina en un disco alrededor del agujero negro y se calienta hasta temperaturas increíbles. Hasta tal punto, que la interacción de dicho material hace que parte se eyecte transversalmente al disco a velocidades cercanas a las de la luz. Si un telescopio en la Tierra está, por fortuna, alineado con dicho material eyectado, lo que se observa es que desde una zona del espacio donde no ve ningún objeto (porque, recordemos, el agujero negro no emite luz), pero del cual sin embargo uno puede calcular su masa (a través de las perturbaciones gravitacionales sobre su estrella compañera), llegan enormes cantidades de energía en forma de partículas a casi la velocidad de la luz. El único objeto compatible con dicho suceso es, precisamente, un agujero negro, y este método se ha convertido en una herramienta rutinaria para ``detectar” decenas de agujeros negros (Cygnux X-1, en 1964, fue el primero).

A la caza de ondas gravitacionales

Evidencias indirectas de la existencia de ondas gravitacionales ya se habían recopilado en el año 1974, con la observación del púlsar binario PSR B1913+16. Dichos púlsares se corresponden con dos estrellas de neutrones en rotación una alrededor de la otra, y acompañados de un campo magnético muy intenso. La Relatividad General nos dice que dicho sistema debe perder energía de forma progresiva vía emisión de ondas gravitacionales y que, consecuentemente, se debería observar una disminución progresiva del periodo de rotación del púlsar doble…¡y esto es exactamente lo que se observa al comparar observación con predicción teórica con una concordancia total! No obstante, esto aún no representa una observación directa de ondas gravitacionales.

Es en este momento cuando entra en escena el detector LIGO (``Laser Interferometry Gravitational Wave Observatory”). Los culpables de este experimento son muchos, donde podemos destacar la idea original por parte de Rainer Weiss (MIT, 1967) y los estudios teóricos detallados para dar forma a esta idea por parte de Kip Thorne (Caltech, 1968). Desde los años 80 numerosos prototipos, que verificaban la viabilidad del diseño, fueron propuestos para su financiación, la cual fue aprobada en los años 90. Finalmente el detector LIGO entró en pleno funcionamiento a mediados de la década de 2000.

El núcleo principal de LIGO lo conforma un interferómetro, dos brazos en forma de L, cada uno de unos 4 kms de longitud. Desde una fuente se emite un láser, el cual es dividido en un espejo en dos hacia cada uno de los dos brazos, de tal manera que, al llegar al final de cada uno de ellos, es reflejado para volver a recombinarse en el espejo inicial. Dado que la luz es una onda, si la distancia de los dos brazos es exactamente la misma, los picos y valles de cada uno de los dos láseres interferirán de manera destructiva de tal manera que un fotodetector situado en el espejo divisor no detectará ninguna señal lumínica. El objetivo de LIGO pasa por lo siguiente: si en cualquier momento una onda gravitacional atraviesa el aparato experimental, la perturbación que genera en la estructura del espacio y el tiempo hará que la longitud de uno de los dos brazos se acorte ligeramente, mientras que el otro se alargará. En ese momento, dado que la distancia que el láser recorrerá en cada uno de los brazos será diferente, la interferencia ya no será completamente destructiva al llegar al fotodetector, el cual será capaz, en principio, de detectar una pequeña cantidad de luz. El hecho de que LIGO tenga dos detectores, uno en Hanford y otro en Livingston, separados por una distancia de unos 3000 km, ayuda a determinar la procedencia de la señal de ondas gravitacionales.

¿Cómo de pequeña es la señal? Los cálculos teóricos indican que es extremadamente débil…¡una parte en 10^21! (unas mil veces más pequeña que el radio de un protón). Es tan débil que efectos tan cotidianos como el tráfico, microterremotos o el ruido término es millones de veces más intenso que la señal que queremos detectar y, por tanto, nuestro detector sería incapaz de distinguir la onda gravitacional del ruido ambiente. Afortunadamente, el trabajo colectivo de ingenieros, experimentales y teóricos consiguieron un logro de la ingeniería moderna al reducir el ruido ambiental por debajo de la sensibilidad de LIGO. Las puertas a la detección de ondas gravitacionales estaban, pues, abiertas, y un primer evento se registró el 14 de Septiembre de 2015.

No obstante, la detección necesita ser interpretada: lo que se buscaba es una señal procedente de la fusión de dos agujeros negros, para así aumentar su amplitud. El estudio de dicha fusión requiere de métodos numéricos avanzados para resolver las ecuaciones de la Relatividad General de Einstein mientras que, a su vez, el progreso de la implementación de métodos computacionales permite la detección, filtrado, y estadística sobre la señal observada. Los modelos teóricos predicen que dicha fusión pasa por tres fases: una de aproximación (inspiral) donde los dos agujeros negros rotan el uno alrededor del otro sin perder su identidad, otra de fusión (merger) donde los agujeros negros alteran significativamente su forma, y una final (ringdown) donde los dos agujeros se han fusionado en uno nuevo, liberando en el proceso grandes cantidades de ondas gravitacionales con una señal muy particular…¡que encaja precisamente con lo que los nodos de Hanford y Livingston del detector LIGO midieron!.

El presente y futuro de la astronomía moderna

La detección de las ondas gravitacionales por LIGO representa el primer paso en una nueva época en la astronomía moderna. Hasta ahora nuestro conocimiento del Universo provenía del estudio del espectro electromagnético (radio, microondas, infrarrojo, visible, ultravioleta, rayos X, rayos gamma), así como de otras fuentes adicionales tales como neutrinos o rayos cósmicos. Sin embargo, existen limitaciones inherentes de la interacción electromagnética, tales como el apantallamiento debido a nubes de polvo y gas, o la imposibilidad de observar más allá de unos 380.000 después del Big Bang debido la opacidad del Universo en aquella época. Sin embargo, la astronomía de ondas gravitacionales está libre de tales limitaciones y podrá llegar más allá de donde la electromagnética no puede, y ayudar a entender mejor el Big Bang, enanas blancas, púlsares, agujeros negros, materia y energía oscura…¡e incluso testear con mayor precisión la teoría de la Relatividad General de Einstein así como teorías de gravitación alternativas a esta! A parte de LISA, otros detectores de ondas gravitacionales están en construcción o en fase de planificación. Es, sin duda, una época apasionante para ser astrofísico.

Texto de Diego Rubiera García (@rubieradiego), Investigador FCT del Instituto de Astrofísica y Ciencias del Espacio de Lisboa.