Las ondas gravitacionales
Nuestro espacio-tiempo puede deformarse debido a la presencia de energía. Eso es lo que sabemos por la Relatividad General (RG). Cuando objetos masivos (como dos agujeros negros) se aceleran, perturban el espacio-tiempo y esa perturbación se propaga hacia afuera a la velocidad de la luz en forma de una onda gravitacional. Al pasar la onda, estira muy levemente el espacio en una dirección y lo comprime en la perpendicular, cambiando las distancias por una fracción diminuta. Para un objeto de 1 m, la distancia cambia en 10^-21 m. No es una onda sonora en el aire; es la geometría misma la que cambia.
Estas ondas transportan energía y momento angular lejos de la fuente. Pero como interactúan muy débilmente con la materia, atraviesan casi todo, razón por la cual tomó 100 años descubrirlas.
El 14 de septiembre de 2015 a las 09:50:45 UTC, LIGO detectó ondas gravitacionales por primera vez.
De la predicción a las dudas y a su confirmación
Einstein predijo la radiación gravitacional en 1916/1918 usando una versión linealizada de su teoría de la RG. Aunque la predijo, en 1936 dudó de su existencia cuando, junto con Nathan Rosen, escribió el artículo Do Gravitational Waves Exist?. Los autores encontraron una singularidad y pensaron que las ondas no existían; el árbitro de la revista criticó este resultado. Einstein se enojó, rechazó las observaciones del árbitro y decidió enviar el trabajo a otra revista. Entretanto, sus discusiones con Leopold Infeld lo hicieron cambiar de opinión y finalmente publicó con Rosen en 1937 un nuevo artículo titulado On Gravitational Waves. Einstein lo envió sin consultar a Rosen, que siguió creyendo que las ondas no existían.
La singularidad provenía de una mala elección de coordenadas y el árbitro era Howard P. Robertson, un matemático y físico célebre cuyo nombre lleva la métrica que describe un universo en expansión.
Las ideas se consolidaron con el trabajo de Pirani en 1957, donde demostró la existencia de ondas gravitacionales sin usar un sistema de coordenadas particular: mostró que la curvatura se modificaba. Siguiendo esta línea, Richard Feynman, en la conferencia de Chapel Hill, explicó que una varilla sometida a ondas gravitacionales debería calentarse y por tanto emitir energía, concluyendo que las ondas transportan energía.
La demostración rigurosa llegó en 1962 con Bondi, van der Burg, Metzner y luego Sachs, quienes usando la teoría completa de la RG mostraron que un observador en el infinito recibiría energía transportada por las ondas. Quedó claro a inicios de los años 60 que las ondas gravitacionales existen, transportan energía y, por tanto, pueden ser detectadas.
Efectivamente, fueron detectadas indirectamente en los años siguientes. En 1963 y 1964, Peters y Mathews calcularon la energía perdida por un sistema binario en forma de ondas gravitacionales. Por esa pérdida, las estrellas debían acercarse y acortar el período orbital. Midiendo esa evolución, se puede inferir la emisión de ondas. En 1974, Hulse y Taylor descubrieron el púlsar binario PSR B1913+16, cuya órbita se contrajo exactamente como predecía la teoría: esa fue la primera detección indirecta, reconocida con el Nobel en 1993.
¿Por qué interferómetros y no barras?
Joseph Weber fue el primero en intentar detectar directamente ondas gravitacionales de origen astrofísico. Inspirado en Chapel Hill, pensó en medir las distorsiones que una onda produciría en un cilindro metálico. El cilindro vibraría como un oscilador forzado. En 1969 publicó en PRL la supuesta detección de pulsos, pero pronto quedó claro que, si fueran ondas, implicarían que la masa total de la galaxia era convertida en radiación gravitacional en pocos millones de años: algo absurdo. Aun así, varios grupos construyeron detectores tipo Weber, pero a inicios de los 70 quedó claro que nadie podía confirmar sus resultados.
En paralelo, Rainer Weiss, profesor en el MIT, preparando un curso sobre RG, pensó en un experimento que midiera el tiempo de viaje de la luz entre dos masas libres. Ese tiempo cambiaría con el paso de una onda. De esa idea surgió el concepto del interferómetro de Michelson como detector. Cuando buscó financiación, la guerra de Vietnam recortó proyectos no esenciales.
Mientras tanto, en Europa, grupos en Alemania y Escocia desarrollaban ideas similares. Un punto decisivo ocurrió en 1975, cuando Kip Thorne y Rainer Weiss se reunieron. Decidieron impulsar la formación de un grupo y reclutar a algunas personas de Europa que estaban trabajando en el proyecto. En 1983 propusieron a la NSF un gran observatorio: LIGO. Pero la colaboración Caltech–MIT era difícil y el proyecto estuvo a punto de fracasar. En 1994, Barry Barish asumió la dirección, propuso un plan evolutivo (LIGO inicial y luego LIGO avanzado), y la NSF aceptó. Fue el mayor proyecto financiado en su historia. Aún tomaron 21 años de mejoras para eliminar fuentes de ruido: microsismos, ruido térmico, ruido cuántico…
Simulaciones y plantillas precisas
Para detectar ondas, hay que saber cómo luce la señal. Hasta 2005 no existían simulaciones estables de fusiones de agujeros negros: los códigos colapsaban. En los 90 aparecieron formulaciones más estables, como BSSN (Shibata–Nakamura 1995, Baumgarte–Shapiro 1998), y mejores métodos de datos iniciales (Lichnerowicz 1944, Choquet-Bruhat 1956–71, York).
El gran avance llegó en 2005 con Frans Pretorius: la primera simulación completa y estable de una fusión de agujeros negros. Desde entonces, las simulaciones se hicieron más rápidas y permitieron construir plantillas (templates) de formas de onda para distintos parámetros: masas, espines…
La detección
El 14 de septiembre de 2015 a las 09:50:45 UTC apareció un chirrido breve primero en Livingston y ~6.9 ms después en Hanford. No hubo causa ambiental (sísmica, magnética, acústica). La comparación con simulaciones de relatividad numérica, usando dos enfoques distintos, dio el mismo resultado: una fusión de agujeros negros. El descubrimiento se anunció el 11 de febrero de 2016 tras meses de análisis, calibración y revisiones.
Diez años después se han detectado 218 eventos, y para el final de O4 (18 de noviembre de 2025 a las 16:00 UTC) deberíamos llegar a alrededor de 400 eventos.
La historia continua….