Ondas gravitatorias · el universo que se oye

Una señal del espacio-tiempo puede convertirse en sonido. Las ondas gravitatorias no son ondas acústicas: viajan por el vacío y transportan energía. Aquí puedes explorar el catálogo de eventos, escuchar los datos procesados de GW150914 y construir una binaria didáctica para comparar sus masas, movimiento y señal. El modelo local y los registros de los detectores mantienen su procedencia separada.

Fundamentos teóricos

¿Qué es una onda gravitatoria?

La relatividad general de Einstein (1915) describe la gravedad no como una fuerza, sino como la curvatura del espacio-tiempo: la masa dobla la geometría, y los objetos siguen esa geometría curva. Una consecuencia, que el propio Einstein dedujo en 1916, es que cuando una masa acelera de forma asimétrica, genera ondulaciones en esa geometría que se propagan hacia fuera a la velocidad de la luz. Son las ondas gravitatorias: estiramientos y compresiones del espacio mismo.

A su paso, las distancias se alargan y se encogen rítmicamente. En GW150914 la deformación relativa, o strain, fue del orden de 10⁻²¹: cambios diminutos incluso en brazos de varios kilómetros. Detectarlos exige aislar y caracterizar muchas fuentes de ruido.

¿Qué las produce con fuerza suficiente para detectarlas?

Cualquier masa acelerada emite ondas gravitatorias, pero son debilísimas. Solo los sucesos más violentos del universo generan una señal medible: la fusión de dos objetos compactos —agujeros negros o estrellas de neutrones— que giran uno alrededor del otro cada vez más rápido hasta chocar. En esos instantes finales se mueven a una fracción notable de la velocidad de la luz, concentrando masas de decenas de soles en pocos kilómetros.

Las tres fases de una fusión: el «chirp»

La señal de una fusión tiene una forma inconfundible que sube de tono, como un gorjeo (chirp en inglés):

• Espiral (inspiral): los dos cuerpos orbitan y, al emitir ondas, pierden energía y se acercan. Cuanto más cerca, más rápido giran y más alta es la frecuencia y la amplitud de la onda.
• Fusión (merger): se tocan y se funden en un solo objeto. Es el pico de la señal, el instante de máxima potencia.
• Ringdown: el agujero negro recién formado «vibra» y se asienta, emitiendo unas últimas ondas que se amortiguan rápidamente, como una campana tras el golpe.

Nota importante a tener en cuenta. En el Catálogo, la fusión se muestra con una animación ilustrativa. Pero la forma de onda real medida por los detectores —y su sonido— está en la pestaña «La señal», con el strain auténtico de GW150914.

Cómo se detectan: los interferómetros

Los detectores LIGO (EE. UU.), Virgo (Italia) y KAGRA (Japón) son interferómetros láser gigantes con dos brazos perpendiculares de varios kilómetros. Un láser se divide, recorre los dos brazos, rebota y se recombina. Si una onda gravitatoria pasa, estira un brazo y encoge el otro una cantidad ínfima, y eso altera la forma en que los dos haces se suman. Midiendo ese cambio se reconstruye la onda.

El 14 de septiembre de 2015, LIGO captó GW150914: la fusión de dos agujeros negros de unas 36 y 30 masas solares. Fue la primera detección directa y confirmó de golpe dos predicciones de Einstein —las ondas gravitatorias y la existencia de agujeros negros binarios—. Valió el Nobel de Física de 2017.

Cómo se «revela» la señal: whitening, filtrado y el chirp

La señal no se ve a simple vista en los datos del detector: queda enterrada bajo el ruido del instrumento, que es mucho más fuerte a unas frecuencias que a otras. Para sacarla a la luz se aplican dos pasos, los mismos que puedes ver en la pestaña «La señal»:

• Blanqueado (whitening): se estima el nivel de ruido en cada frecuencia (con el método de Welch, promediando trozos de los datos) y se divide la señal por él. Así todas las frecuencias quedan en pie de igualdad —el ruido se vuelve «blanco», plano— y lo que sobresale es la señal de verdad.
• Filtrado en banda: se conserva solo la banda donde vive el chirp (~35–350 Hz) y se descarta el resto.

Tras esto, la onda aparece nítida. Y si la representamos como frecuencia frente a tiempo (una transformada Q, una especie de «partitura» del sonido), se ve la firma inconfundible: una traza que sube de tono hasta la fusión. Ese es el chirp de GW150914.

La prueba de que es un suceso del cosmos y no una vibración local de un detector: la misma onda aparece en los dos observatorios, separados 3000 km, con un desfase de ~7 ms (lo que tarda la luz en recorrer esa distancia) y la forma esperada según su orientación. Al alinearlos, coinciden.

Qué nos dice cada fusión

Del análisis de la señal se extraen los parámetros físicos del choque, todos ellos en la ficha de cada evento:

• Masas (M₁ y M₂): las de los dos cuerpos antes de fundirse, en masas solares (M☉).
• Masa final: la del objeto resultante. Es menor que la suma de las dos.
• Energía radiada: esa diferencia M₁ + M₂ − M_final no desaparece: se ha convertido en ondas gravitatorias, según E = mc². En GW150914 fueron unas 3 masas solares transformadas en ondas en una fracción de segundo. Durante ese instante, esa fusión irradió más potencia que todas las estrellas del universo visible juntas —pero en forma de ondas, no de luz.
• Chirp mass: una combinación concreta de las dos masas (ℳ = (M₁M₂)^{3/5}/(M₁+M₂)^{1/5}) que es lo que gobierna la forma del chirp. Es el parámetro que mejor se mide.
• Distancia y redshift: la distancia de luminosidad (en megapársecs) indica lo lejos que ocurrió. Como la luz —y las ondas— viajan a velocidad finita, esa distancia es también una máquina del tiempo: la señal de GW150914 viajó unos 1300 millones de años antes de llegar a la Tierra.
• SNR (relación señal/ruido): cómo de clara fue la detección. FAR (tasa de falsas alarmas): cada cuánto el ruido produciría algo así por azar; en los buenos eventos, menos de una vez en la edad del universo.
• Espín efectivo (χ_eff): cuánto y en qué sentido giraban los cuerpos respecto a su órbita.

La «chirp mass»: por qué el tono lo dice todo

En la aproximación dominante del inspiral circular, una combinación de las masas gobierna la evolución de la frecuencia: la chirp mass (masa de gorjeo),

ℳ = (M₁ · M₂)^{3/5} / (M₁ + M₂)^{1/5}

No es la masa total ni la media: es la combinación exacta que aparece en las ecuaciones de Einstein cuando se calcula cómo evoluciona la frecuencia de la onda durante el inspiral. A orden dominante, el ritmo al que sube el tono depende solo de ℳ:

ḟ = (96/5) · π^{8/3} · (Gℳ/c³)^{5/3} · f^{11/3}

Por eso ℳ es lo primero y lo mejor que se mide de cada fusión: basta cronometrar cómo se acelera el gorjeo. Para GW150914, ℳ ≈ 28,6 M☉ (de unas masas de 36 y 30); para dos estrellas de neutrones, ℳ ≈ 1,2 M☉.

Dos consecuencias preciosas, que se ven en el gráfico:

• Cuánta más masa, más grave y más breve. Los objetos masivos se funden a baja frecuencia y pasan por la banda audible de los detectores en una fracción de segundo (GW150914: ~0,2 s). Dos agujeros negros de 60 y 40 M☉ apenas «suenan» un instante grave.
• Cuánta menos masa, más agudo y más largo. Dos estrellas de neutrones (ligerísimas) tardan decenas de segundos —minutos— en recorrer la banda y suben hasta más de 1000 Hz: un silbido largo y ascendente.

El laboratorio utiliza como corte aproximado la frecuencia del ISCO de Schwarzschild para la masa total: fISCO ≈ 4400 Hz × (M☉ / Mtotal). Es una referencia heurística. No calcula exactamente el final de una órbita binaria de masas comparables ni el contacto de estrellas de neutrones. Una continuación de fusión y ringdown requiere hipótesis adicionales, que la interfaz identifica como ilustrativas.

Tres tipos de fusión

Según las masas medidas se distingue qué chocó. Por debajo de unas 3 masas solares, el objeto es compatible con una estrella de neutrones; por encima, con un agujero negro:

• BBH — dos agujeros negros. Son la inmensa mayoría del catálogo y se ven desde muy lejos.
• BNS — dos estrellas de neutrones. Escasas, ligeras y cercanas. La más famosa, GW170817 (2017), se vio además con telescopios: la colisión lanzó una kilonova que forjó oro y platino. Fue el nacimiento de la astronomía multimensajero.
• NSBH — una estrella de neutrones y un agujero negro.

Nota importante a tener en cuenta. Clasificar por la masa es una regla didáctica: la frontera de las ~3 M☉ es difusa (hay un «hueco de masas» poco poblado entre las estrellas de neutrones más pesadas y los agujeros negros más ligeros, y eventos ambiguos como GW190814). Aquí el tipo se deduce de las masas publicadas de cada evento, no de una etiqueta de memoria.

Cómo se implementa en SusoLabs - Cosmos

El catálogo y «La señal» usan datos de GWOSC. El simulador utiliza un modelo local, identificado como tal:

• El backend descarga el catálogo combinado GWTC del GWOSC (Gravitational Wave Open Science Center), el archivo público de LIGO/Virgo/KAGRA, con los mejores parámetros de cada evento confirmado. Se cachea.
• Sobre esos valores medidos se derivan, de forma transparente: el tipo de fusión (según las masas), la energía radiada (M₁+M₂−M_final), la distancia en años luz (a partir de los megapársecs) y la fecha del suceso (convirtiendo el tiempo GPS del evento).
• En el Catálogo, la lista es filtrable por tipo y ordenable por fecha, masa, distancia o claridad de la señal. Al pulsar una fusión se abre su ficha: la animación del choque, los datos destacados (energía, distancia, antigüedad) y la tabla completa de parámetros, con enlace a la publicación científica.
• En la Visualización, cada evento es un punto situado por su masa total y su distancia, coloreado por tipo y con tamaño según el SNR: el mapa de toda la población detectada hasta hoy.
• En «La señal», el backend descarga los 32 s de strain real de GW150914 de los dos detectores (GWOSC, 4096 Hz), los blanquea (Welch), los filtra (35–350 Hz), alinea L1 con H1 por correlación (mide el desfase y el signo) y calcula la transformada Q. El frontend dibuja la forma de onda y el espectrograma y reproduce el audio con la Web Audio API. Un cursor común recorre las coordenadas temporales de cada producto. Cambiar el ritmo modifica el tono y la duración conjuntamente.
• En el Simulador del chirp, las masas generan un inspiral circular de orden cuadrupolar. Una fase analítica común determina la onda y las posiciones: la onda dominante tiene dos ciclos por órbita. Puedes activar una continuación ilustrativa de fusión y ringdown con masa final supuesta del 95 % y espín de 0,68; no se infieren de las masas iniciales. Los presets con estrellas de neutrones se detienen en el corte del inspiral. El ejemplo 36 + 30 M☉ está inspirado en GW150914, con masa chirp de unos 28,6 M☉, pero no ajusta su señal ni incorpora redshift, espín o excentricidad.

Qué vemos en SusoLabs - Cosmos

• En el Catálogo, busca GW150914: la primera detección. Mira su ficha: dos agujeros negros de ~36 y ~30 M☉ que dejaron uno de ~63, con ~3 M☉ convertidas en ondas, a 1300 millones de años luz.
• Busca GW170817 y filtra por «Neutrón–neutrón»: verás lo ligeras (~1,3 M☉ cada una) y cercanas que son esas fusiones frente a las de agujeros negros. Es la fusión que también se vio con luz.
• Ordena por «Mayor masa»: aparecen los choques de agujeros negros más pesados, con masas finales de más de 100 soles. Ordena por «Más lejanas» para ver señales que viajaron miles de millones de años.
• En la Visualización, observa cómo los puntos amarillos (estrellas de neutrones) se agrupan abajo a la izquierda (poca masa, poca distancia) mientras que los turquesas (agujeros negros) llenan el resto y llegan desde mucho más lejos. De un vistazo se ve qué detectamos y hasta dónde alcanzamos.
• En «La señal», H1 y L1 conservan el procesamiento del servicio; la superposición muestra L1 alineado. El cursor usa el tiempo relativo al evento. Las ventanas del gráfico, el espectrograma y el audio no empiezan en el mismo instante; las zonas sin muestras se mantienen vacías. Pulsa Reproducir para recorrer los datos y activa el sonido si quieres oírlos. El cambio de ritmo afecta conjuntamente a duración y tono.
• En el Simulador, prueba los presets y modifica las dos masas. La escena comienza pausada. Reproducir, el deslizador y los clics o flechas sobre las gráficas sitúan órbita, frecuencia, onda y sonido en un único instante. Últimos ciclos lleva cerca del corte para inspeccionar el tramo final sin recorrer una larga ventana a cámara lenta.
• Las velocidades 0,005×, 0,02×, 0,1× y 1× indican cuántos segundos del modelo avanzan por segundo de reproducción. No se ralentiza solo la escena: la fase de la onda y el sonido siguen la misma transformación. A cámara lenta el audio puede quedar fuera del rango audible; utiliza 1× para oírlo en la escala temporal del modelo. A alta velocidad el muestreo de pantalla puede hacer que el giro parezca irregular.
• La escena 3D permite arrastrar para girar y hacer zoom con pellizco táctil o gesto del trackpad, además de botones y teclado. La cámara no modifica masas, fase ni separación física. Los centros comparten escala; tamaño, color y brillo son marcadores, no horizontes ni emisión de luz calculados. La alternativa ligera conserva el mismo instante.
• Los límites entre inspiral, fusión y ringdown aparecen en el recorrido. La parte calculada y las continuaciones ilustrativas tienen colores y nombres distintos. Si el inspiral desde la referencia de 30 Hz dura más de 8 s, se muestra su tramo final y se indica el recorte. Para 80 + 80 M☉, el corte cae por debajo de esa referencia: no se inventa un inspiral para rellenar la ventana.
• Las fichas del catálogo usan el mismo modelo temporal, con controles y pausa inicial. Las masas publicadas se identifican como parámetros de entrada; si faltan o están fuera del dominio, se muestra un ejemplo completo 30 + 30 M☉ declarado. El remanente ilustrativo no sustituye la masa final publicada en la tabla.

Modelo, observación y sonido

El inspiral es una aproximación de orden dominante, no una forma de onda completa de relatividad numérica. El corte ISCO es heurístico. La continuación de agujero negro utiliza hipótesis fijas para explicar fusión y amortiguamiento, y no predice el destino de estrellas de neutrones. La amplitud del laboratorio está normalizada y no incluye distancia, orientación ni respuesta instrumental.

El audio sigue el cursor y se detiene al pausar, cambiar parámetros, ocultar la página o salir de la experiencia. Se suavizan brevemente la entrada y el final natural para reducir clics de escucha; ese tratamiento no modifica las muestras científicas originales. Las ondas gravitatorias no son sonido propagándose por el espacio: la reproducción convierte sus variaciones en presión acústica en el altavoz.

Referencias: GWOSC · audio y transformaciones de escucha, GWOSC · tutorial de procesamiento de GW150914, LIGO · relación entre periodo orbital y periodo de la onda.

Nota importante a tener en cuenta. El catálogo crece con cada campaña de observación: el número de fusiones que ves es el de la última versión publicada por GWOSC en el momento de cargar la página, no una cifra fija.

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