Diferencia entre revisiones de «Virgo (interferómetro)»
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A largo plazo, tras cumplir el objetivo principal de descubrir ondas gravitacionales, Virgo pretende ser parte del nacimiento de una nueva rama de la astronomía observando el Universo con una perspectiva diferente y complementaria que los telescopios y detectores actuales. La información obtenida por ondas gravitacionales será añadida a la proporcionada por el estudio del espectro electromagnético ([[microondas]], [[ondas de radio]], [[Radiación infrarroja|infrarrojo]], [[espectro visible]], [[Radiación ultravioleta|ultravioleta]], [[rayos X]] y [[rayos gamma]]), los [[Radiación cósmica|rayos cósmicos]] y los [[Neutrino|neutrinos]]. Con el fin de correlacionar una detección de ondas gravitacionales con eventos visibles y localizados en el cielo, las colaboración LIGO y VIRGO han firmado acuerdo bilaterales con muchos equipos que operan telescopios para informar rápidamente (en una escala de tiempo de algunos días o pocas horas) de que se ha observado una potencial señal de onda gravitacional. Estas alertas deben ser enviadas antes de saber si la señal es real o no, debido a que la fuente (en el caso de que sea real) puede ser visible sólo durante un corto periodo de tiempo.
== Detección interferométrica de ondas gravitacionales ==
=== Efecto de una onda gravitacional en una cavidad óptica ===
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 el camino de la [[luz]]. Matemáticamente hablando, si <math>h</math> es la [[Amplitud (física)|amplitud]] (que se supone pequeña) de la onda gravitacional incidente y <math>L</math> es la longitud de la cavidad óptica donde circula la luz, el cambio <math>\delta L</math> en el [[camino óptico]] debido a la onda gravitacional viene dado por la fórmula<ref>{{Cita libro|apellidos=The Virgo Collaboration|nombre=|enlaceautor=|título=The VIRGO physics book Vol. II|url=http://www.virgo-gw.eu/vpb/vpb2.ps.gz|fechaacceso=|año=2006|editorial=|isbn=|editor=|ubicación=|página=|idioma=|capítulo=}}</ref>:
<math> \frac{\delta L}{L} = C \times h </math>
donde <math>C \le 1</math> es un factor geométrico que depende de la orientación relativa entre la cavidad y la dirección de propagación de la onda gravitacional incidente.
=== Principio de detección ===
[[Archivo:ITFMichelsonSuspendu.jpg|miniaturadeimagen|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 [[Interferencia electromagnética|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<ref>{{Cita libro|apellidos=Hello|nombre=Patrice|enlaceautor=|título=Couplings in interferometric gravitational wave detectors|url=http://publication.lal.in2p3.fr/1996/habilitationPatriceHello.pdf|fechaacceso=|año=1996|editorial=|isbn=|editor=|ubicación=|página=|idioma=|capítulo=}}</ref>. Sin embargo, varias fuentes externas — globalmente conocidas como [[Ruido (comunicación)|ruidos]] — cambian perpetuamente 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 requieren 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<ref>{{cite journal|author1=F. Robinet|title=Data quality in gravitational wave bursts and inspiral searches in the second Virgo Science Run|journal=Class. Quantum Grav.|volume=27|year=2010|issn=|url=http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0264-9381/27/19/194012|page=194012|display-authors=etal|doi=10.1088/0264-9381/27/19/194012|issue=19|bibcode=2010CQGra..27s4012R}}</ref><ref name=":1">{{cite book||author1=G. Vajente|title=Analysis of sensitivity and noise sources for the Virgo gravitational wave interferometer|year=2008|url=https://gwic.ligo.org/thesisprize/2008/Vajente_Thesis.pdf}}</ref>. Durante los periodos de toma de datos, un software especifico monitoriza en tiempo real los nivele de ruido del interferómetro, y se llevan a cabo estudios minucioso para identificar y reducir los ruido más significativos. Cada período durante el cual un detector está en un estado "demasiado ruidoso" se excluyen del análisis de datos: estos tiempos muertos hay que reducirlos tanto como sea posible.
=== Sensibilidad del detector ===
[[Archivo:BestVirgoSensitivityCurveVSR4.png|miniaturadeimagen|Curva de sensibilidad del detector Virgo en la banda de frecuencias [10 Hz; 10 kHz], calculada en Agosto de 2011 {{cite web|url=http://www.virgo-gw.eu/DataAnalysis/Calibration/Sensitivity|title=Virgo Sensitivity Curves|year=2011|access-date=15 December 2015}} 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 [[Ruido de disparo|de disparo]] del láser. Entre estas dos bandas de frecuencia y superpuestas a estos ruidos fundamentales, se pueden observar [[Resonancia (mecánica)|resonancias]] (por ejemplo, los modos de violín de los alambres de suspensión) así como contribuciones de diversos ruidos instrumentales (entre ellos el de frecuencia [[Corriente alterna|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 merito 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 sensibilidad. Por ejemplo, se prevé que la sensibilidad del detector de Virgo avanzado sea limitada en última instancia por <ref name=":1" />:
* ruido sísmico (cualquier movimiento del suelo producido por diversas fuerzas: 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 opuesta muestra un ejemplo de la densidad espectral de amplitud (raíz cuadrada del espectro de potencia) de 2011, dibujado usando [[representación logarítmica.]]
== Referencias ==
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