Descubrimiento de las ondas gravitacionales

El descubrimiento de las ondas gravitacionales se realizó mediante su detección directa el 14 de septiembre de 2015 por las colaboraciones LIGO y VIRGO ; la apertura se anunció el 11 de febrero de 2016 [3] . Los resultados se publicaron en la revista Physical Review Letters [1] y en varios artículos posteriores.

El evento fue designado GW150914 [4] .

Por la detección experimental de ondas gravitacionales en 2017, se otorgó el Premio Nobel de Física [5] .

Ondas gravitacionales y la historia de su búsqueda

La existencia de ondas gravitacionales fue predicha por primera vez en 1916 [6] [7] por Albert Einstein basándose en la teoría general de la relatividad [8] . Estas ondas son cambios en el campo gravitatorio que se propagan como ondas. Cuando una onda gravitacional pasa entre dos cuerpos, la distancia entre ellos cambia. El cambio relativo en esta distancia sirve como medida de la amplitud de la onda [9] .

Más precisamente, en el propio marco de referencia del detector, una onda gravitatoria puede, en primera aproximación, ser considerada como una fuerza newtoniana que actúa sobre el segundo cuerpo de un par que cuelga libremente a una distancia especificada por el vector espacial del primero, causando aceleración

donde  son perturbaciones de la métrica , es decir, la amplitud de la onda gravitatoria, en el denominado calibre transversal con traza cero, y el punto denota la derivada temporal . En el caso de una onda monocromática con frecuencia ω propagándose a lo largo del eje z

donde y  son números que expresan la amplitud de dos polarizaciones independientes de posibles ondas gravitacionales [10] .

En principio, casi cualquier evento acompañado de un movimiento acelerado de masa genera ondas gravitatorias (las excepciones son la rotación de un cuerpo perfectamente simétrico alrededor del eje de simetría, la compresión centrosimétrica y la expansión de un cuerpo esférico). Sin embargo, la gravedad es una fuerza muy débil, por lo que la amplitud de estas ondas es extremadamente pequeña. Por lo tanto, una columna de acero que pese 10 000 toneladas y gire a la máxima resistencia del acero (10 revoluciones por segundo) emitirá alrededor de 10 −24 W en ondas gravitatorias [9] .

Debido a la extrema debilidad de los efectos previstos, no fue posible confirmar (o refutar) su existencia durante muchos años. La primera evidencia indirecta de la existencia de ondas gravitacionales se obtuvo en 1974 gracias a la observación de un sistema cercano de dos estrellas de neutrones PSR B1913+16 , por este descubrimiento Russell Hulse y Joseph Taylor recibieron el Premio Nobel de Física en 1993 . Cuando las estrellas binarias giran unas alrededor de otras, irradian ondas gravitacionales, perdiendo energía, se reduce el tamaño de las órbitas y se reduce el período de revolución. También se registró la disminución del período de revolución con el tiempo, de acuerdo exacto con los cálculos según la teoría general de la relatividad [11] [12] [9] .

Los intentos directos de detectar ondas gravitacionales se originan en los experimentos de Joseph Weber a fines de la década de 1960. El anuncio de su descubrimiento por parte de Weber a finales de 1969, y posteriormente, en 1972, refutado por la comunidad científica, suscitó un serio interés por este problema. Durante mucho tiempo, la elección principal de los detectores de ondas gravitacionales fueron los detectores resonantes del tipo propuesto por Weber, que fueron mejorando gradualmente durante décadas. El principio de funcionamiento de un detector de este tipo es que una onda gravitatoria, que pasa a través de una pieza grande, de unos metros, sólida, generalmente de aluminio, la comprime y la expande (esto se puede ver en la interpretación anterior) y, por lo tanto, provoca oscilaciones en ella: el espacio en blanco comienza a "resonar" como una campana, que se puede arreglar [13] [9] .

Sin embargo, estos detectores tenían una sensibilidad insuficiente, por lo que la próxima generación de detectores se basa en un principio diferente: el uso de un interferómetro de Michelson , que permite medir los cambios en la trayectoria óptica de la luz entre los espejos de cada brazo del interferómetro. con gran precisión. Al mismo tiempo, el problema de alcanzar el nivel de sensibilidad óptimo solo para brazos muy largos (cientos de kilómetros) se resolvió introduciendo resonadores Fabry-Perot en cada brazo de detección , que multiplican la longitud del camino de los rayos y permiten acortar los brazos [14] [15] . Los detectores más sensibles construidos fueron las colaboraciones LIGO (dos interferómetros con brazos de 4 km) y VIRGO (un interferómetro con brazos de 3 km), que acordaron procesar conjuntamente los datos de sus detectores [9] .

En 2014, el equipo del experimento BICEP2 anunció el descubrimiento de reliquias de ondas gravitacionales que quedaron del Big Bang , pero poco después de un análisis exhaustivo de los datos, fue refutado por la colaboración de Planck [16] .

Fusión de objetos compactos

Los sistemas binarios de objetos masivos, como las estrellas de neutrones o los agujeros negros , emiten constantemente ondas gravitacionales. La radiación reduce gradualmente sus órbitas y eventualmente conduce a su fusión, lo que en ese momento genera una onda gravitatoria particularmente poderosa, literalmente "rodando" a través del Universo. Una onda gravitacional de tal fuerza puede ser registrada por detectores de ondas gravitacionales [4] .

Al buscar e identificar señales de fusiones, ayuda el conocimiento de la forma esperada de las señales de tiempo de las ondas gravitacionales. Para ello se utilizan métodos de relatividad numérica , con cuya ayuda se compilan grillas de modelos básicos (plantillas) de fusiones, entre cuyos nodos se utilizan aproximaciones analíticas, basadas en un formalismo posnewtoniano de alto orden [17] .

Registro de eventos GW150914

La señal de la fusión de dos agujeros negros con una amplitud de onda gravitacional (variación adimensional de la métrica h ) en un máximo de aproximadamente 10 −21 fue registrada el 14 de septiembre de 2015 a las 09:50:45 UTC por dos detectores LIGO : primero en Livingston , y después de 7 milisegundos, en Hanford , en la región de máxima amplitud de la señal (0,2 segundos), la relación señal/ruido combinada fue de 24:1. El evento recibió la designación GW150914 (en la que se codifica el tipo de evento: una onda gravitacional y una fecha en formato AAMMDD) [4] .

La primera información sobre el evento llegó tres minutos después de su llegada del programa Coherent WaveBurst [18] , que busca señales de formas de onda arbitrarias en el flujo de datos LIGO y fue desarrollado bajo la dirección de los físicos Sergey Grigoryevich Klimenko y Genakh Viktorovich Mitselmacher, que trabajaban en la Universidad de Florida [19] . Luego, la señal fue confirmada por un segundo programa diseñado para buscar señales de fusiones binarias compactas utilizando muestras teóricas [1] .

Se considera que el primer miembro de la colaboración LIGO en prestar atención a la señal es el posdoctorado italiano Marco Drago, que trabaja en el Instituto de Física Gravitacional de la Sociedad Max Planck en Hannover . El 14 de septiembre de 2015, tres minutos después de que llegara la señal, Drago recibió una notificación del sistema de rastreo LIGO. Drago alertó a otro posdoctorado de Hanover, Andrew Lundgren, a las 12:00 hora local llamaron a los centros de control en Livingston y Hanford. Aproximadamente una hora después de recibir la notificación (alrededor de las 11:00 UTC), Drago envió un correo electrónico durante la colaboración LIGO [20] [21] .

Alrededor de las 6:30 hora local (10:30 UTC), Klimenko revisó su correo electrónico y vio un correo electrónico del programa sobre cómo encontrar la señal. Aproximadamente a las 07:15 (11:15 UTC), notificó esto a sus colegas que monitoreaban el trabajo de los detectores [22] .

Las colaboraciones comenzaron el procesamiento manual de señales el 18 de septiembre y completaron la etapa preliminar de trabajo el 5 de octubre [21] . Al mismo tiempo, se lanzaron programas para buscar posibles señales de este evento en otros rangos astronómicos: no se detectó una señal de neutrino [23] , la colaboración Fermi pudo haber detectado una llamarada débil en el rango de rayos X [24] .

Parámetros del evento

La forma de onda coincide con la predicción de la relatividad general para la fusión de dos agujeros negros con masas de 36+5
−4y 29+4
−4solar. El agujero negro resultante tiene una masa de 62+4
−4masa solar y parámetro de rotación a = 0,67+0,05
−0,07. La energía emitida en décimas de segundo en la fusión es el equivalente a 3+0,5
−0,5masas solares [1] [25] [26] .

Ubicación de la fuente

La distancia a la fuente se calculó a partir de una comparación de la potencia liberada, que se estima por las masas de los agujeros negros, y la amplitud de la señal medida, 10 −21 . La distancia resultó ser de aproximadamente 1.300 millones de años luz ( 410+160
−180 megaparsec , corrimiento al rojo z = 0.09+0,03
−0,04) [1] .

La dirección a la fuente de la señal se determina a través de la diferencia en los tiempos de paso de la señal a través de los detectores. Con solo dos detectores LIGO, esta diferencia de tiempo solo determina el ángulo entre la dirección de propagación de la señal y la línea recta que conecta los detectores. Esto define un cono en cuya superficie se puede ubicar la fuente. En el mapa del cielo estrellado, la posible ubicación de la fuente se ve como un anillo delgado: el grosor del anillo es menor, cuanto menores son los errores de medición [1] [27] . El retraso de la señal fue de 6,9+0,5
−0,4ms, esto permitió calcular que la fuente de la señal GW150914 se encuentra en un cono cuya alineación se dirige hacia el hemisferio sur celeste. La consideración adicional de la polarización de la onda gravitacional y la posición mutua de las dos antenas en relación con la supuesta fuente en función de la relación de las amplitudes de la señal hace posible estrechar aún más la región. En el mapa del cielo estrellado, el área donde se encuentra la fuente de la señal es una media luna con un área de 140 metros cuadrados. grados (con una probabilidad del 50%) o 590 sq. grados (90% de probabilidad) [1] [28] . En presencia de tres detectores que no estén ubicados en la misma línea recta, sería posible aumentar significativamente la precisión de determinar la coordenada de la fuente.

Cooperación internacional

A pesar de que Estados Unidos dio el impulso inicial al proyecto , el observatorio LIGO es un proyecto verdaderamente internacional [27] . En total, más de mil científicos de quince países contribuyeron al resultado científico. Más de 90 universidades e institutos de investigación participaron en el desarrollo de detectores y análisis de datos, y alrededor de 250 estudiantes también hicieron contribuciones significativas [29] [30] [25] .

La creación de LIGO para detectar ondas gravitacionales fue propuesta en 1980 por el profesor de física del MIT Rainer Weiss , el profesor de física teórica de Caltech Kip Thorne y el profesor de física de Caltech Ronald Driver [30] [27] .

La red de detectores LSC incluye los interferómetros LIGO y el detector GEO600 . El equipo de GEO incluye científicos del Instituto Max Planck de Física Gravitacional (Instituto Albert Einstein, AEI) y la Universidad Leibniz de Hannover en colaboración con universidades del Reino Unido : Glasgow , Cardiff , Birmingham y otras, así como la Universidad de las Islas Balearesen España [30] [25] .

La colaboración VIRGO incluye a más de 250 físicos e ingenieros que pertenecen a 19 grupos de investigación europeos diferentes: seis del Centro Nacional Francés de Investigación Científica ; ocho del Instituto Nacional Italiano de Física Nuclear ; dos de los Países Bajos Nikhef ; Departamento de Ciencias Físicas de la Academia Húngara de Ciencias (Wigner RCP); Equipo POLGRAW de Polonia y el Observatorio Gravitacional Europeoresponsable del mantenimiento del detector VIRGO cerca de Pisa en Italia [30] [25] .

A principios de los 90. se tomó la decisión de construir varios detectores, y los relativamente pequeños GEO600 en Europa y TAMA300 en Japón se iban a poner en servicio primero . Estas instalaciones tenían la oportunidad de detectar ondas gravitacionales, pero antes que nada tenían que probar la tecnología. Se asumió que LIGO y VIRGO [31] serían los principales contendientes para el descubrimiento .

El descubrimiento fue posible gracias a las nuevas capacidades del Observatorio de Segunda Generación ( Advanced LIGO ), con la Fundación Nacional de Ciencias de EE . UU. a la cabeza en apoyo financiero . Organizaciones de financiación en Alemania (Sociedad Max Planck), en el Reino Unido ( Consejo para la provisión de ciencia y tecnología) y Australia ( Australian Research Council ) también hicieron contribuciones significativas al proyecto. Algunas de las tecnologías clave que han hecho que Advanced LIGO sea mucho más sensible se han desarrollado y probado en el proyecto GEO germano-británico [30] [19] . Inicialmente, los estadounidenses ofrecieron a Australia construir una antena en el hemisferio sur y acordaron proporcionar todo el equipo para ello, pero Australia se negó debido al alto costo de mantenimiento de la instalación [32] .

El clúster AEI Atlas en Hanover , el laboratorio LIGO de la Universidad de Syracuse y la Universidad de Wisconsin-Milwaukee proporcionaron importantes recursos informáticos.. Varias universidades han diseñado, construido y probado componentes clave para Advanced LIGO: Universidad Nacional Australiana , Universidad de Adelaida , Universidad de Florida , Universidad de Stanford, Universidad de Columbia en Nueva York , Universidad Estatal de Luisiana [30] [25] . El equipamiento de las instalaciones contiene componentes de muchos países. Entonces, LIGO tiene láseres alemanes, algunos de los espejos se fabricaron en Australia, etc. [33] .

Desde el punto de vista de la ingeniería, la implementación de tecnologías para la detección de ondas gravitacionales requirió superar muchas dificultades. Por ejemplo, "puramente mecánicamente" es necesario colgar espejos masivos en una suspensión que cuelga en otra suspensión, esa en una tercera suspensión, y así sucesivamente, y todo para eliminar la vibración extraña tanto como sea posible. Otro ejemplo de problemas instrumentales es el óptico: cuanto más potente es el haz que circula en el sistema óptico, más débil puede ser detectado el desplazamiento del espejo por el fotosensor. Para compensar el efecto, se lanzó un programa de investigación en la década de 2000, que incluyó investigadores de los Estados Unidos y Australia. En Australia Occidental, se diseñó una instalación de 80 metros de largo para simular el impacto de un haz potente en un sistema de lentes y espejos, así como para eliminar este impacto [27] [34] [19] .

A la observación conjunta de LIGO, Virgo y GEO600 de ondas gravitacionales en octubre de 2019 se unió el proyecto KAGRA , que aumentará la precisión al reducir la región del cielo de donde provienen las ondas de 30 a 10 grados cuadrados [35] [36] .

Contribución de científicos soviéticos y rusos

• El académico V. A. Fok llamó la atención por primera vez sobre los fenómenos astrofísicos como fuente de ondas gravitacionales en 1948 , quien al mismo tiempo hizo estimaciones del poder de la radiación gravitatoria de Júpiter [37] [38] .
• La idea de utilizar interferómetros láser para buscar ondas gravitacionales fue propuesta por primera vez en 1962 por M. E. Gertsenshtein y V. A. Pustovoit en la URSS [33] [32] . Sin embargo, se cree que su publicación no fue notada en Occidente y no afectó el desarrollo de proyectos reales [27] .
• La participación de V. B. Braginsky en la investigación experimental de ondas gravitatorias comenzó en los años 60 con la verificación de los resultados de los experimentos de Joseph Weber , quien anunció la detección exitosa de ondas gravitacionales utilizando antenas de aluminio. Mediciones cuidadosas en antenas similares creadas en la Universidad Estatal de Moscú, con un mayor nivel de sensibilidad, refutó las conclusiones de Weber [39] (al igual que otras pruebas en diferentes laboratorios posteriores). Braginsky también predijo teóricamente que en cualquier medición de precisión a un cierto nivel de sensibilidad, comienzan a aparecer limitaciones cuánticas ( límite cuántico estándar ) y propuso formas de solucionar este problema ( mediciones cuánticas no perturbadoras ). Las limitaciones cuánticas juegan un papel esencial en los detectores interferométricos modernos. Participó en el desarrollo de los detalles del proyecto LIGO incluso en las etapas de planificación [32] [33] [40] e incluso se le ofreció liderar el proyecto [38] [27] .
• El grupo de V. B. Braginsky ( Departamento de Física de la Universidad Estatal de Moscú ) participa oficialmente en el proyecto LIGO desde el principio y ha estado resolviendo una serie de problemas relacionados con las limitaciones fundamentales de la sensibilidad de la antena. En el curso de su trabajo, se obtuvieron los siguientes resultados [41] :
  • Se ha creado una suspensión única de masas de prueba hechas de cuarzo fundido . El tiempo de amortiguamiento medido de las oscilaciones del péndulo de la masa de prueba fue de aproximadamente cinco años. Se ha demostrado experimentalmente que, a diferencia de las suspensiones de acero utilizadas en la versión inicial de LIGO, las suspensiones de cuarzo no contienen un ruido mecánico excesivo.
  • Se estudian en detalle los ruidos causados ​​por cargas eléctricas ubicadas en espejos de cuarzo.
  • Se ha descubierto una nueva clase de ruidos termodinámicos fundamentales en los espejos detectores. Su análisis condujo a un cambio significativo en la configuración óptica actual de LIGO (rechazo del zafiro cristalino a favor del cuarzo).
  • Se predijo el efecto de la inestabilidad paramétrica del interferómetro, que posteriormente se descubrió experimentalmente en los detectores LIGO, y se propusieron formas de prevenirlo.
  • Se analizan cualitativamente nuevas topologías del sistema óptico de detectores de ondas gravitacionales basadas en los principios de la teoría cuántica de medidas, libres de las limitaciones del límite cuántico estándar.
• Un grupo del miembro correspondiente de RAS A. M. Sergeev ( Instituto de Física Aplicada RAS , Nizhny Novgorod ) participó en LIGO . El grupo creó y en 2007 instaló aisladores ópticos en los detectores LIGO para evitar que la luz reflejada por los espejos ingrese al láser de regreso al láser [42] .
• Los cálculos numéricos del modelo de la población de estrellas de neutrones binarias y agujeros negros (A. V. Tutukov y L. R. Yungelson, Instituto de Astronomía de la Academia Rusa de Ciencias, 1993) mostraron que en la Galaxia la frecuencia de fusiones de pares de estrellas de neutrones es más de 2 órdenes de magnitud superior a la frecuencia de fusiones de pares de agujeros negros. Pero con una sensibilidad límite fija del detector, la relación de los volúmenes de espacio en los que es posible detectar fusiones de estrellas de neutrones binarias y agujeros negros binarios es proporcional a la relación de las masas del agujero negro y la estrella de neutrones a la potencia de 2.5. Debido a esto, si las masas de los agujeros negros superan las 10 masas solares, las frecuencias de registro predichas se vuelven comparables y la fusión de los agujeros negros se puede detectar primero [43] . En cualquier caso, el hecho de que los candidatos más probables para detectar ondas gravitacionales sean precisamente las fusiones de agujeros negros, y no las estrellas de neutrones, fue señalado en 1997 por los empleados de la SAI MSU V. M. Lipunov, K. A. Postnov y M. E. Prokhorov [44] .
• Uno de los fundadores del proyecto LIGO (y también amigo cercano de V. B. Braginsky), Kip Thorne , agradeció mucho la contribución de los científicos rusos al proyecto [45] .
• La red mundial de telescopios robóticos MASTER MGU (líder del proyecto — V. M. Lipunov ) es una contribución al apoyo óptico del estudio de la región de localización del primer evento de ondas gravitacionales LIGO GW150914 [46] .

Resultados científicos

El descubrimiento condujo a los siguientes nuevos resultados científicos [27] [47] [48] :

• Detección directa de ondas gravitacionales.
• Prueba directa de la naturaleza transversal de las ondas gravitatorias [49] .
• Descubrimiento de una nueva forma de observar el Universo ( astronomía de ondas gravitacionales ).
• Explicación del problema de la acción gravitacional de largo alcance .
• Evidencia directa de la existencia de agujeros negros.
• Evidencia directa de la existencia de agujeros negros binarios.
• Prueba de la corrección del enfoque geométrico de la gravedad, en el que se basa la relatividad general [50] .
• Descubrimiento del agujero negro de mayor masa estelar jamás observado .
• Se ha establecido el límite superior de la masa del gravitón (10 −58 kg) [51] [33] .
• Se obtuvo el valor de la constante de Hubble km/s/MPc [52]

Además, el descubrimiento de las ondas gravitacionales no refuta ninguna versión funcional de la teoría de la gravedad [53] .

Se obtuvieron los valores de las restricciones máximas sobre posibles desviaciones de la relatividad general durante la emisión de ondas gravitacionales y los parámetros de teorías con dimensiones espaciales adicionales [54] .

Partitura de apertura

Los científicos de la colaboración LIGO recibieron un Premio Breakthrough especial de $ 3 millones por confirmar la existencia de ondas gravitacionales. Al mismo tiempo, un tercio del premio será compartido por los fundadores del proyecto: Kip Thorne , Rainer Weiss y Ronald Driver, y el resto se destinará a 1012 coautores del descubrimiento [55] .

Por la detección experimental de ondas gravitacionales en 2017, se otorgó el Premio Nobel de Física [5] .

Véase también

• Descubrimiento del electrón
• Descubrimiento de Neptuno
• einstein@casa
• Predicciones de la relatividad general

Notas

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 B. P. Abbott (LIGO Scientific Collaboration y Virgo Collaboration) et al. Observación de ondas gravitacionales de una fusión binaria de agujeros negros  (inglés)  // Cartas de revisión física  : revista. - 2016. - Vol. 116 , núm. 6 _ -doi : 10.1103 / PhysRevLett.116.061102 .
2. ↑ Abbott, B. P. GW151226: Observación de ondas gravitacionales de una coalescencia binaria de agujero negro de 22 masas solares  // Cartas de revisión física  : revista  . - 2016. - 15 de junio ( vol. 116 , no. 24 ). — Pág. 241103 . -doi : 10.1103 / PhysRevLett.116.241103 .
3. ↑ JUEVES: Los científicos brindarán información actualizada sobre la búsqueda de ondas gravitacionales (enlace no disponible) . ligo.org. Consultado el 24 de febrero de 2016. Archivado desde el original el 24 de febrero de 2016. (indefinido) 
4. ↑ 1 2 3 Emanuele Berti. Punto de vista: los primeros sonidos de la fusión de los agujeros negros  . Cartas de revisión física (11 de febrero de 2016). Consultado el 11 de febrero de 2016. Archivado desde el original el 12 de febrero de 2016.
5. ↑ 12 El Premio Nobel de Física 2017 . www.premionobel.org. Consultado el 4 de octubre de 2017. Archivado desde el original el 12 de agosto de 2018. (indefinido)
6. ↑ Einstein, A. Näherungsweise Integration der Feldgleichungen der Gravitation  (alemán)  // Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften Berlin  : magazin. - 1916. - Juni ( Bd. parte 1 ). - S. 688-696 . Archivado desde el original el 17 de febrero de 2019.
7. ↑ Einstein, A. Über Gravitationswellen  // Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften Berlin. - 1918. - T. parte 1 . - S. 154-167 . Archivado desde el original el 17 de febrero de 2019.
8. ↑ Finley, la teoría de la gravedad de Dave Einstein supera la prueba más dura hasta el momento: el extraño sistema estelar binario lleva el estudio de la relatividad a nuevos límites. . Phys.Org. Consultado el 6 de julio de 2020. Archivado desde el original el 23 de septiembre de 2018. (indefinido)
9. ↑ 1 2 3 4 5 Ondas gravitacionales: el camino hacia el descubrimiento Alexey Levin "Trinity option" No. 3 (197), 23 de febrero de 2016 Sensación fallida . Consultado el 26 de febrero de 2016. Archivado desde el original el 1 de marzo de 2016. (indefinido)
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13. ↑ Maggiore M. Capítulo 8. Detectores de masa resonante // Ondas gravitacionales. Volumen 1: Teoría y Experimentos  (Inglés) . - OUP Oxford, 2007. - Pág. 576. - ISBN 9780198570745 .
14. ↑ Maggiore M. Capítulo 9. Interferómetros // Ondas gravitacionales. Volumen 1: Teoría y Experimentos  (Inglés) . - OUP Oxford, 2007. - Pág. 576. - ISBN 9780198570745 .
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21. ↑ 1 2 Se presenta al científico que descubrió las ondas gravitacionales: Espacio: Ciencia y Tecnología: Lenta.ru . Consultado el 6 de julio de 2020. Archivado desde el original el 8 de febrero de 2017. (indefinido)
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Literatura

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• Harry Collins. Gravity's Ghost and Big Dog: descubrimiento científico y análisis social en el siglo XXI . — 2ª ed. — Prensa de la Universidad de Chicago, 2014. — ISBN 9780226052298 .
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Enlaces

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• LIGO Open Science Center Los datos asociados con la detección inicial.
• Simulaciones de relatividad numérica de la primera fusión binaria de agujeros negros observada por Advanced LIGO en el Instituto Max Planck de Física Gravitacional AEI.
• Vídeo (04:36) - Detecting a gravitational wave , Dennis Overbye , NYT (11 de febrero de 2016).
•  Una cuestión de ciencia. Cómo los agujeros negros emiten ondas gravitacionales .
•  Una cuestión de ciencia. ¿Existen las ondas gravitacionales? — Rueda de prensa de los especialistas de LIGO .
•  Conferencia de prensa que anuncia el descubrimiento: "LIGO detecta ondas gravitacionales" // Fundación Nacional de Ciencias (11 de febrero de 2016).
•  Los cazadores: la detección de ondas gravitacionales // MPG Instituto Albert Einstein (22 de febrero de 2016).