Qué estás viendo

Dos agujeros negros giran en espiral, se funden y vibran hasta quedar en calma, y este módulo lo cuenta desde cinco lados. Chirp y sonido convierte las masas y la distancia en la deformación que llega a la Tierra y te deja oírla; Fusión en 3D recorre GW150914 sobre una lámina de espacio-tiempo a escala; Detector muestra un interferómetro LIGO que solo se ilumina mientras pasa la onda. Ajusta datos reales compara tus masas con la señal real de GW150914 en las dos sedes de LIGO, y Catálogo reúne todos los eventos publicados con cada valor explicado. Sin 3D o con movimiento reducido, la fusión se ve en seis pasos quietos. Las visitas guiadas, sobre las pestañas, recorren eventos reales en cuatro o cinco paradas narradas, de Grandes éxitos a Los descubrimientos de Virgo; cada parada carga su evento en el chirp, la fusión en 3D y el catálogo.

Glosario

Masa solar (M☉)

La masa de nuestro Sol, unos 2 × 10³⁰ kg. Es la unidad en la que se pesan los agujeros negros y las estrellas de neutrones.

Por qué importa Los agujeros negros de GW150914 pesaban 36 y 29 soles, cada uno dentro de un horizonte de unos 200 km de diámetro.

Masa 1 y masa 2

Las masas de los dos cuerpos antes de fundirse. En la pestaña del chirp son las que ve el detector, y el modelo ignora el corrimiento al rojo. En el catálogo y en el ajuste son masas en la fuente, lo que pesarían allí donde están; en el catálogo, la masa 1 es la mayor.

Por qué importa Cuanto más pesada es la pareja, antes se funde y más grave suena, así que su chirp es más corto.

Distancia

La distancia de luminosidad a la fuente, en megapársecs. 1 Mpc son unos 3,26 millones de años luz, así que los 410 Mpc de GW150914 (artículo de 2016) son unos 1300 millones de años luz. La deformación cae como 1/distancia: al doble de distancia, la mitad.

Por qué importa En la pestaña del chirp la distancia solo cambia la intensidad de la señal, nunca su forma.

Masa de chirp

La combinación de masas 𝓜 = (m₁m₂)^(3/5) / (m₁ + m₂)^(1/5). Marca con qué rapidez sube la frecuencia durante la espiral. Para 36 + 29 M☉ vale 28,1 M☉.

Por qué importa La señal la fija mucho mejor que cualquiera de las dos masas: en el ajuste, parejas con casi la misma masa de chirp encajan casi igual de bien.

Masa total

La masa 1 más la masa 2. Decide dónde termina la espiral y hasta qué frecuencia sube la fusión: cuanto más pesada la pareja, más grave el final. En el catálogo, la mediana de la suma no es exactamente la suma de las dos medianas.

Masa final

La masa del único agujero negro que queda tras la fusión. Siempre es menor que la masa 1 más la masa 2: GW150914 pasó de 36 + 29 a 62 M☉. La pestaña del chirp la calcula a partir de las dos masas con ajustes a simulaciones de agujeros negros sin espín.

Por qué importa La diferencia entre ambas es la masa que se fue en ondas gravitacionales.

Energía radiada

Masa convertida en ondas gravitacionales, según E = mc². GW150914 radió unas 3 M☉, casi todas en sus últimas órbitas.

Por qué importa En el máximo fue más potencia de la que emiten como luz todas las estrellas del universo visible.

Espín del remanente

La rapidez con que gira el agujero negro final, como fracción del máximo posible para su masa (de 0 a 1). El de GW150914 gira a 0,67. Casi todo viene de la órbita: las vueltas de los dos agujeros se convierten en el giro del remanente.

Por qué importa La masa y el espín juntos fijan el tono de la vibración final.

Espín efectivo

El espín de los dos cuerpos a lo largo del eje de la órbita, ponderado por su masa, de −1 a +1. Positivo es girar a favor de la órbita y negativo en contra; cerca de 0, los espines son pequeños o están inclinados hacia el plano de la órbita. GW150914 marca −0,04.

Por qué importa Los espines alineados con la órbita alargan las vueltas antes de la fusión; el modelo del chirp y las plantillas del ajuste no tienen espín.

Corrimiento al rojo

Por el camino, la expansión del universo estiró la onda por un factor 1 + z. Eso baja todas las frecuencias, así que en el detector el sistema parece (1 + z) veces más pesado de lo que es. GW150914 tiene z ≈ 0,1, y el ajuste estira las masas de sus plantillas por 1,1.

Por qué importa Por eso las masas en la fuente del catálogo y las masas en el detector de la pestaña del chirp no se comparan una a una.

Tiempo hasta la fusión

En la pestaña del chirp, lo que tarda la señal desde 20 Hz, donde los detectores empiezan a oírla, hasta su máximo. En 3D, los segundos reales hasta el final de la caída: negativos antes, positivos después. Escala como 𝓜^(−5/3): las parejas ligeras pasan mucho más tiempo en la banda.

Por qué importa GW150914 dura menos de un segundo desde 20 Hz; dos estrellas de neutrones tardan minutos.

Ciclos desde 20 Hz

Cuántos ciclos completos de onda recorre la señal desde 20 Hz hasta la fusión. Cada ciclo es media órbita, porque cada vuelta emite dos crestas.

Por qué importa Las búsquedas suman la señal ciclo a ciclo, así que una señal débil con muchos ciclos aún puede destacar sobre el ruido.

Frecuencia

Cuántas crestas pasan por segundo, en Hz. Es el doble de la frecuencia de la órbita y sube a medida que la órbita se cierra. En la gráfica del chirp es la línea blanca, que se lee en el eje de la derecha.

Frecuencia que se oye

Escuchar el chirp reproduce la señal a velocidad real con cada frecuencia ×4: dos octavas más aguda. «Se oye a» es el tono que sale del altavoz. El volumen está escalado para que la fusión suene al máximo.

Por qué importa La señal empieza en 20 Hz, demasiado grave para el altavoz de un móvil.

Deformación h

Cuánto estira y comprime la onda el espacio, como fracción de la longitud. La gráfica muestra h₊, la polarización «más» en la Tierra, con el sistema visto de frente. GW150914 llega a unos 10⁻²¹.

Por qué importa 10⁻²¹ de la distancia entre la Tierra y el Sol es más o menos el ancho de un átomo.

Ringdown (vibración final)

Tras la fusión, el único agujero negro, aún deformado, vibra como una campana golpeada a una sola frecuencia, y la vibración se apaga en unos milisegundos. La lectura es esa frecuencia, fijada por la masa y el espín del remanente.

Por qué importa El remanente de 62 M☉ y espín 0,67 de GW150914 vibra a unos 272 Hz: ese tono basta para delatar su masa y su espín.

Fases

La etapa que marca la lectura 3D. Espiral: la órbita se cierra desde 30 Hz. Fusión: una caída de unos 4 ms. Vibración final: un solo agujero negro vibra. En calma: un agujero negro tranquilo hasta que el ciclo vuelve a empezar. La fusión y la vibración final son aproximadas.

Separación

La distancia entre los centros de los dos agujeros negros, en km, según la ley de Kepler a la frecuencia de cada momento. Tras la fusión pasa a mostrar un solo agujero negro.

Por qué importa Los tamaños están a escala con ella: a 30 Hz los agujeros de GW150914 están a unos 1000 km, con unos 100 km de radio cada uno.

Velocidad orbital

La rapidez con que se mueven los dos agujeros negros uno respecto al otro, como fracción de la velocidad de la luz: v = (πGMf)^(1/3) / c. Unos 0,31 a 30 Hz, y más de la mitad cerca de la fusión.

Reproducción

Cuántas veces más lenta que la realidad va la vista 3D. A la velocidad por defecto, la espiral desde 30 Hz, que en realidad dura una fracción de segundo, se alarga hasta unos 16 s. Velocidad cambia entre Real y dos cámaras lentas, la segunda cuatro veces más lenta.

Escala de la vista

Lo que se dibuja más grande de lo que es. En 3D, tamaños, separación, longitud de onda y velocidad de la onda están a escala entre sí, y solo la altura de la onda se dibuja unas 10²⁰ veces mayor. En el detector los brazos se mueven con la deformación ×10²⁰, la luz se dibuja como fracción de su máximo y el tiempo va 40 veces más lento.

Por qué importa A escala real, ni las ondas ni los brazos moverían un solo píxel.

Franja oscura

LIGO ajusta su salida para que los dos haces láser vuelvan desfasados y se cancelen: sin onda, no llega luz al fotodetector. Al pasar una onda, un brazo se alarga y el otro se acorta, los haces dejan de cancelarse y se escapa algo de luz.

Por qué importa Con la salida a oscuras, cualquier luz es la señal, en vez de un cambio diminuto sobre un fondo brillante.

Cambio de brazo

Cuánto se mueve cada brazo de 4 km (3995 m): hL/2, uno más largo y el otro más corto. En el máximo de GW150914 son unos 4,5 × 10⁻¹⁸ m, 1/370 del ancho de un protón. En RV y RA es el cambio de brazo del detector que está en la escena.

Por qué importa Ningún instrumento había medido un cambio de longitud tan pequeño antes de LIGO.

Luz de salida

La fracción de la potencia del láser que llega al fotodetector: P/P₀ = sin²(φ/2), donde φ = 4πhL/λ es el desfase entre los haces y λ = 1064 nm. Cero sin deformación, y crece como h². En el máximo real de GW150914 es del orden de 10⁻²¹ de la potencia del láser.

Por qué importa Al crecer como h², un Michelson básico casi no ve nada, así que el LIGO real mantiene la salida un pelo fuera de la oscuridad.

Datos blanqueados

La deformación real que registró cada sede de LIGO, con cada frecuencia dividida por su nivel de ruido y filtrada entre 35 y 350 Hz. Un cuarto de segundo alrededor de GW150914, a 1024 muestras por segundo.

Por qué importa En bruto, el ruido de baja frecuencia es mucho mayor que la señal; blanqueada, el chirp se ve a simple vista.

σ del ruido

La unidad del eje vertical del ajuste: una desviación estándar del ruido blanqueado. 1 es una oscilación típica del ruido; GW150914 sube a varias σ cerca de la fusión.

Plantilla

La señal prevista para un par de masas: IMRPhenomD de PyCBC, sin espín, una por cada par de masas enteras en la fuente de 24 a 44 M☉. Cada una se estira por 1 + z = 1,1 y se blanquea igual que los datos. El ajuste elige el tiempo de llegada, la amplitud y la fase en cada detector; tú eliges las masas.

Coincidencia

Cuánto de los datos explica la plantilla, con los dos detectores juntos: √(potencia explicada / potencia de los datos), de 0 a 1.

Por qué importa El ruido está en los datos y nunca en la plantilla, así que ni las masas correctas llegan a 1.

Residuo

Los datos menos la plantilla, dibujados bajo cada detector. La lectura es la fracción de la potencia de los datos que sobra, igual a 1 − coincidencia². Cuanto menor, mejor encaja, pero el ruido nunca lo deja en cero.

Livingston antes

Cuántos milisegundos antes queda la plantilla ajustada en Livingston que en Hanford. El ajuste deja mover el tiempo de llegada de cada detector dentro de ±10 ms, más o menos lo que tarda la luz entre las dos sedes. GW150914 llegó a Livingston unos 7 ms antes.

Por qué importa El hueco y su signo acotan de qué parte del cielo vino la onda.

Tiempo GPS

Segundos desde la medianoche UTC del 6 de enero de 1980, sin segundos intercalares, así que hoy va 18 s por delante de UTC. Los detectores fechan sus datos con él. GW150914 llegó en el 1126259462,4.

Tipo

Dos agujeros negros, una estrella de neutrones y un agujero negro, o dos estrellas de neutrones. Aquí se deduce de las masas: un cuerpo de menos de 3 M☉ cuenta como estrella de neutrones, uno más pesado como agujero negro. Es una regla práctica, no la etiqueta de la propia versión.

Relación señal-ruido

Cuánto destacó la señal sobre el ruido en la red de detectores. Las búsquedas empiezan a fiarse de una señal hacia 8 o 10. GW150914 marca 26 en GWTC-2.1.

Por qué importa Cuanto más fuerte la señal, más estrechos los rangos de sus masas y su distancia.

Tasa de falsa alarma

Con qué frecuencia el ruido del detector, por sí solo, daría una señal al menos así de fuerte, por año. Cuanto menor, más convincente.

Por qué importa Para GW150914, el artículo de 2016 la dejó en menos de una vez cada 200 000 años.

Probabilidad de que sea real (p_astro)

La probabilidad, de 0 a 1, de que la señal venga del espacio y no del ruido del detector. Las versiones recientes cuentan un evento como detección por encima de 0,5.

Intervalo de credibilidad del 90%

Cada valor es una mediana seguida de un + y un − pequeños. El análisis da un 90% de probabilidad a que el valor real esté entre la mediana menos el primero y la mediana más el segundo: 34,6 +4,4 −2,6 M☉ significa de 32,0 a 39,0 M☉.

Por qué importa Un solo número esconde la incertidumbre de la medida; los rangos de muchos eventos se solapan.

Versión

La versión del catálogo de la que salen los valores, como GWTC-2.1 o GWTC-3. Las posteriores vuelven a analizar eventos antiguos, y los valores cambian: la pestaña del chirp usa el artículo de 2016 (36 + 29 M☉ a 410 Mpc), el catálogo GWTC-2.1 (34,6 + 30,0 M☉ a 470 Mpc).

Eje de deformación (×10ⁿ)

Las gráficas de deformación rotulan su eje en una potencia de diez elegida según el máximo. Con h (×10⁻²¹), una marca en 1 significa h = 10⁻²¹.

Post-newtoniano (2PN)

La gravedad de Newton más las correcciones de Einstein en potencias de v/c, aquí hasta (v/c)⁴. El modelo la usa para la espiral; la fusión y la vibración final son un puente suave hasta el agujero negro final, no un ajuste de relatividad numérica.

Estirado y comprimido

Los dos colores de la lámina 3D marcan dónde la onda que pasa estira el espacio y dónde lo comprime. Estirar en una dirección va con comprimir en la perpendicular, y se intercambian cada medio ciclo.

Anillo de prueba

Un anillo de partículas libres plantado en el camino de la onda, una de las capas de la vista 3D. Al pasar la onda se vuelve una elipse hacia un lado y luego hacia el otro.

Por qué importa Ese estirar y comprimir es justo lo que mueve los espejos de LIGO.

Lente

Los agujeros negros curvan la luz de las estrellas que tienen detrás, y el cielo se deforma a su alrededor. Actívala en Capas y mírala con la vista Contra el cielo.

Red de detectores (H1, L1, V1)

Los detectores que vieron un evento: LIGO Hanford (H1) y LIGO Livingston (L1) en Estados Unidos, Virgo (V1) cerca de Pisa y KAGRA (K1) en Japón. Las paradas de Virgo de una visita los muestran como etiquetas, con Virgo resaltado.

Por qué importa Los tiempos de llegada en tres sedes o más sitúan la fuente en el cielo: Virgo redujo la zona de GW170814 de 1160 a 60 grados cuadrados.