Año 23 Número 90 – Septiembre 2025

Por Daniela Pérez

Al poco tiempo de la formulación de la Relatividad General, Albert Einstein predijo la existencia de las ondas gravitacionales, esto es, perturbaciones en el espacio-tiempo que se propagan a la velocidad de la luz.  Así como una piedra al caer en un estanque genera ondas en el agua, los eventos más violentos del universo —como la fusión de agujeros negros o estrellas de neutrones—producen cambios en la geometría del espacio-tiempo que se propagan en forma de ondas hacia el resto dell cosmos. Aunque estrictamente cualquier masa en movimiento puede producirlas, en la práctica sólo los sucesos más extremos y asimétricos generan ondas gravitacionales lo bastante intensas como para ser detectadas en la Tierra.

Einstein siempre fue bastante escéptico respecto a la posible detección de ondas gravitacionales, al menos con la tecnología que se disponía en la época. Transcurrió un siglo desde el nacimiento de la Relatividad General hasta la primera detección de una onda gravitacional. En febrero de 2016, LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, por sus siglas en inglés) Virgo y GEO600 anunciaron públicamente que el evento catalogado GW150914, provenía de la fusión de dos agujeros negros de unas 30 masas solares cada uno, situados a más de mil millones de años luz.

LIGO es un observatorio dedicado exclusivamente a captar ondas gravitacionales, con dos instalaciones gemelas en Estados Unidos, una en Hanford (Washington) y otra en Livingston (Luisiana). Cada detector tiene forma de “L”, con dos brazos de cuatro kilómetros de largo. En este dispositivo, un haz de luz se divide en dos y recorre los brazos del detector, rebotando miles de veces entre espejos suspendidos para amplificar cualquier diferencia en la distancia recorrida. Cuando una onda gravitacional atraviesa la Tierra, estira ligeramente un brazo y comprime el otro, modificando de manera ínfima el tiempo que tarda cada rayo en completar su recorrido. Al recombinarse, los dos haces de luz interfieren entre sí y generan un patrón que delata esa diminuta variación, permitiendo así detectar el paso de la onda. Se sugiere mirar el siguiente video donde se muestra una animación muy ilustrativa sobre el funcionamiento del detector (créditos LIGO/T. Pyle).

En la última década, LIGO ha registrado cientos de eventos de ondas gravitacionales. Pero, en enero de este año logró captar la señal más nítida hasta el momento, con una relación señal-ruido excepcionalmente alta1 (≈ 77-80). El evento, denominado GW250114, fue el resultado de la fusión de dos agujeros negros con masas de aproximadamente 32 y 33 veces la del Sol2. El agujero negro resultante alcanzó entre 62 y 63 masas solares, un valor inferior a la suma de las masas iniciales. La diferencia se liberó en forma de ondas gravitacionales. Dada la nitidez de la señal, la colaboración LIGO-Virgo-KAGRA (LVK) llegó a dos resultados muy importantes: i) Se confirmó que los objetos que colisionaron eran efectivamente agujeros negros rotantes, tal como predice la Relatividad General; ii) Se validó la segunda ley de la termodinámica de los agujeros negros: en cualquier proceso clásico, el area del horizonte de eventos no puede decrecer en el tiempo (ver Figura 1)

Figura 1: Gráfico esquemático que ilustra la segunda ley de la termodinámica de los agujeros negros.

Hoy en día, tres detectores operativos permiten la detección de ondas gravitacionales: como ya mencionamos LIGO (en Estados Unidos), Virgo (en Italia) y KAGRA (en Japón). La  detección GW250114 fue captada claramente en los dos detectores de LIGO, que en ese momento estaban funcionando (Virgo y KAGRA no estaban tomando datos en ese instante). La fusión fue similar a la primera detección, GW150914, tanto en la distancia a la Tierra, como en las masas de los agujeros negros que colisionaron y en la magnitud de la deformación registrada —el strain—, es decir, el estiramiento y compresión de las distancias producido por el paso de la onda gravitacional. En ambos eventos, esa deformación fue ínfima (del orden de 10⁻²¹), equivalente a dividir un metro por el diámetro de la Vía Láctea. Sin embargo, gracias al notable progreso en la sensibilidad de los detectores, la relación señal-ruido aumentó de 26 a 80, una mejora de un factor tres entre la detección de 2015 y la de 2025.

Cuando dos agujeros negros se fusionan, el objeto resultante no queda inmediatamente en estado estacionario. Al principio está muy distorsionado y comienza a “vibrar”. Durante este proceso, llamado ringdown (“apagado” o “repique”), el agujero negro recién formado emite ondas gravitacionales muy características, cuya forma está determinada únicamente por sus dos parámetros esenciales: masa y momento angular (éste último asociado a la rotación del objeto). Para comprender esto podemos hacer una analogía con la cuerda de una guitarra: al pulsarla, vibra con una nota fundamental y también con varios armónicos o sobretonos (overtones en inglés) que resuenan al mismo tiempo y le dan riqueza al sonido. En el caso de un agujero negro, después de la fusión, el espacio-tiempo vibra como esa cuerda. Su “nota fundamental” es el modo fundamental de oscilación, mientras que los sobretonos son los modos adicionales que aparecen al comienzo y desaparecen rápidamente.

Figura 1: Gráfico esquemático que ilustra la segunda ley de la termodinámica de los agujeros negros

En la guitarra la vibración se mantiene mientras la cuerda tiene energía; en el agujero negro, todas las oscilaciones se apagan inevitablemente porque el sistema pierde energía en forma de ondas gravitacionales. Por eso hablamos de oscilaciones cuasinormales: no son eternas, se amortiguan con el tiempo.

Gracias a la claridad extraordinaria de la señal GW250114, los científicos pudieron identificar no solo la vibración principal del agujero negro recién formado, sino también su primer “armónico”. A partir de análisis independientes de las fases previa y posterior a la fusión (y dejando de lado los datos de la fase de fusión, que resulta intratable), los investigadores derivaron las áreas de los agujeros negros iniciales y del agujero negro final, encontrando que, con alta credibilidad, GW250114 cumplía con la segunda ley de la termodinámica de los agujeros negros.

El resultado es de gran importancia para todo el campo. En primer lugar, cierra una posible objeción sobre la extracción de sobretonos de la señal: demuestra que, con una relación señal-ruido suficientemente alta, la presencia de sobretonos es inequívoca y no puede interpretarse como un artefacto del método de ajuste. Y en segundo lugar, si los objetos que se fusionaran no fueran agujeros negros, o si el objeto final careciera de horizonte de eventos, verbigracia, estrellas de bosones o estrellas exóticas (formadas por partículas `ìnventadas’’, fuera del modelo estándar), la señal detectada sería distinta. En lugar de mostrar el espectro característico de los modos cuasinormales de un agujero negro de Kerr3 —con un modo fundamental y sobretonos que se amortiguan según lo predice la Relatividad General— aparecerían frecuencias diferentes, con posibles repeticiones retardadas conocidas como ecos gravitacionales. El hecho de que en eventos como GW250114 se observe exactamente el espectro esperado para un agujero negro de Kerr constituye una evidencia sólida de que el objeto final posee un horizonte de eventos.

Referencias

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  1. Cuando se habla de relación señal-ruido (o signal-to-noise ratio, SNR), lo que se está midiendo es qué tan fuerte es la señal que queremos observar en comparación con el “ruido de fondo” que la acompaña. En el caso de LIGO, el ruido proviene de muchas fuentes: vibraciones sísmicas, variaciones térmicas, incluso pequeños movimientos de los espejos o de la propia instrumentación.

    Si la relación señal-ruido es baja, la señal queda casi oculta entre esas perturbaciones y resulta difícil distinguirla con certeza. En cambio, una relación señal-ruido alta significa que la onda gravitacional detectada se eleva muy por encima del ruido, como una campana clara que suena en medio de un murmullo.

  2. Una masa solar, usualmente denotada como M⊙  es equivalente a M⊙  = 1,989 1033 g.
  3. En Relatividad General, un agujero negro negro rotante se describe mediante la solución Kerr, que depende únicamente de dos parámetros, la masa del agujero negro y su momento angular.