Virgo (interferómetro)

Concepción

Aunque el concepto de onda gravitatoria fue presentado por Albert Einstein en 1916,^[25] los proyectos serios para detectarlas no comenzaron hasta finales de la década de 1960. ^[26]Los primeros fueron las barras Weber, inventadas por Joseph Weber;^[27] aunque podían detectar ondas gravitacionales en teoría, ninguno de los experimentos tuvo éxito. Sin embargo, desencadenaron la creación de grupos de investigación dedicados a las ondas gravitacionales.^[28]

La idea de un gran detector interferométrico empezó a ganar credibilidad a principios de los años 80, y el proyecto Virgo fue conceptualizado por el investigador italiano Adalberto Giazotto y el francés Alain Brillet en 1985, tras conocerse en Roma. Una idea clave que diferenció a Virgo de otros proyectos fue la focalización en frecuencias bajas (alrededor de 10 Hz); la mayoría de los proyectos se centraban en frecuencias más altas (alrededor de 500 Hz). Muchos creían entonces que las observaciones de baja frecuencia no eran posibles; sólo Francia e Italia comenzaron a trabajar en el proyecto,^[29] que se propuso por primera vez en 1987. ^[30] El nombre Virgo se acuñó poco después, en referencia al Cúmulo de galaxias de Virgo; simboliza el objetivo del proyecto de detectar ondas gravitacionales originadas más allá de nuestra galaxia.^[29] Tras su aprobación por el CNRS y el INFN, la construcción del interferómetro comenzó en 1996 con el objetivo de iniciar las observaciones en el año 2000.^[31]

El primer objetivo de Virgo fue observar directamente las ondas gravitacionales, cuya existencia ya había sido evidenciada indirectamente por el estudio durante tres décadas del púlsar binario 1913+16: la disminución observada del periodo orbital de este púlsar binario concordaba con la hipótesis de que el sistema perdía energía emitiendo ondas gravitacionales. ^[32]

Detector inicial de Virgo

El detector Virgo se construyó, puso en marcha y operó por primera vez durante la década de 2000, y alcanzó la sensibilidad esperada. Esto validó sus decisiones de diseño y demostró que los interferómetros gigantes eran dispositivos prometedores para detectar ondas gravitacionales en una amplia banda de frecuencias.^[33][34]Esta fase se denomina a veces "Virgo inicial" o "Virgo original". ^[35][36]

La construcción del detector inicial de Virgo finalizó en junio de 2003,^[37] y se sucedieron varios periodos de recogida de datos ("science runs") entre 2007 y 2011, tras 4 años de puesta en marcha.^[38][39]Algunas de estas tomas de datos se realizaron con los dos detectores LIGO (situados en Hanford, Washington y en Livingston, Luisiana).^[40] En 2010 hubo un parón de unos meses para actualizar el sistema de suspensión de Virgo, y los cables de suspensión de acero originales se sustituyeron por fibra de vidrios para reducir el ruido térmico. ^[41] Incluso después de varios meses de recogida de datos con el sistema de suspensión actualizado, no se observaron ondas gravitacionales, y el detector se apagó en septiembre de 2011 para la instalación de Virgo Avanzado. ^[42]

Detector avanzado Virgo

El detector Virgo avanzado pretendía aumentar la sensibilidad (y la distancia desde la que se puede detectar una señal) en un factor de 10, lo que le permitiría sondear un volumen del universo 1000 veces mayor y haría más probable la detección de ondas gravitacionales.^[29][43] Se benefició de la experiencia adquirida con el detector inicial y de los avances tecnológicos.^[43]

El detector Virgo avanzado mantuvo la misma infraestructura de vacío que el Virgo inicial, pero se mejoró el resto del interferómetro. Se añadieron cuatro trampas frías adicionales en ambos extremos de cada brazo para atrapar las partículas residuales procedentes de las torres de los espejos. Los nuevos espejos eran más grandes, con un diámetro de 35 cm (13,8 plg) y un peso de 40 kg (88,2 lb), y se mejoró su rendimiento óptico. Los elementos ópticos utilizados para controlar el interferómetro estaban en vacío en montajes suspendidos. Se instaló un sistema de óptica adaptativa para corregir la aberraciones del espejo in situ. En el plan original, se esperaba que la potencia del láser alcanzara los 200 W en su configuración final.^[44]: 75

Virgo Avanzado comenzó el proceso de puesta en marcha en 2016, uniéndose a los dos detectores LIGO (que habían pasado por actualizaciones similares con LIGO Avanzado, e hicieron su primera detección en 2015) el 1 de agosto de 2017. Los periodos de observación para la era de detectores Advanced son planificadas por la colaboración LVK con el objetivo de maximizar el tiempo de observación con varios detectores, y se etiquetan de O1 a O5; Virgo comenzó a participar en ellas cerca del final del periodo de observación O2. LIGO y Virgo detectaron la señal GW170814 el 14 de agosto de 2017, de la que se informó el 27 de septiembre de ese año. Fue la primera fusión de agujero negro binario detectada tanto por LIGO como por Virgo, y la primera para Virgo.^[45][46]

GW170817 fue detectada por LIGO y Virgo el 17 de agosto de 2017. La señal, producida por los últimos minutos de dos estrellas de neutrones acercándose en espiral y fusionándose, fue la primera fusión binaria de estrellas de neutrones observada y la primera observación de ondas gravitacionales confirmada por medios no gravitacionales. También se detectó la explosión de rayos gamma resultante, y telescopios ópticos descubrieron más tarde una kilonova correspondiente a la fusión.^[2][47]

Tras nuevas actualizaciones, Virgo comenzó su tercer periodo de observación (O3) en abril de 2019. Previsto para durar un año,^[48]el periodo terminó antes de tiempo el 27 de marzo de 2020 debido a la pandemia COVID-19.^[49]

Las mejoras posteriores a O3 forman parte del programa Virgo+ Avanzado, dividido en dos fases; la primera precedió a la ejecución de O4, y la segunda a la de O5. La primera fase se centró en la reducción del ruido cuántico mediante la introducción de un láser más potente, la mejora de la compresión del láser introducidos en O3, y la implementación de una nueva técnica conocida como reciclaje de señal; también se instalaron sensores sísmicos alrededor de los espejos. En la segunda fase se intentará reducir el ruido térmico de los espejos cambiando la geometría del rayo láser para aumentar su tamaño en los espejos (repartiendo la energía en un área mayor y reduciendo así la temperatura) y mejorando el recubrimiento de los espejos; los espejos finales serán más grandes, lo que requerirá mejoras en la suspensión. En la segunda fase también se esperan nuevas mejoras para la reducción del ruido cuántico, basadas en los cambios de la primera.^[50]

El cuarto periodo de observación (O4) estaba programado para comenzar en mayo de 2023 y tenía una duración prevista de 20 meses, incluyendo una pausa de puesta en marcha de hasta dos meses.^[51] El 11 de mayo de 2023, Virgo anunció que no se uniría al comienzo de O4; el interferómetro no era lo suficientemente estable como para alcanzar la sensibilidad esperada y era necesario sustituir un espejo, lo que requería varias semanas de trabajo. ^[52]Virgo no se unió al periodo de observación O4 durante su primera parte (O4a, que finalizó el 16 de enero de 2024), ya que sólo alcanzó una sensibilidad máxima de 45 Mpc en lugar de los 80 a 115 Mpc previstos inicialmente; se unió a la segunda parte del periodo de observación (O4b), que comenzó el 10 de abril de 2024, con una sensibilidad de 50 a 55 Mpc. En junio de 2024, se anunció que el periodo de observación O4 duraría hasta el 9 de junio de 2025 para seguir preparando las mejoras en O5. En enero de 2025 se volvió a revisar el calendario, con una pausa adicional de dos meses a partir de abril de 2025, y una ampliación del periodo de observación hasta el 7 de octubre de 2025 para compensar el tiempo que faltaba. En junio de 2025, la campaña de toma de datos se amplió aún más hasta el 18 de noviembre de 2025, permitiendo realizar observaciones que solapasen con las primeras operaciones del Observatorio Vera Rubin. Estas tres extensiones del periodo de observación se designan como O4c (que comenzó oficialmente el 28 de enero de 2025).^[51][53]

Futuro

El detector se apagará de nuevo para ser actualizado, incluida la mejora del revestimiento de los espejos, después de O4. Está previsto que se inicie un quinto ciclo de observación (O5) a finales de 2027. La sensibilidad objetivo de Virgo, originalmente fijada en 150-260 Mpc, se está redefiniendo a la luz de su rendimiento durante O4. Se espera que los planes para entrar en el periodo de observación O5 se conozcan en la primera mitad de 2025.^[51]

No se han anunciado planes oficiales para el futuro de las instalaciones de Virgo después del periodo de observación O5, aunque se han sugerido proyectos para mejorar los detectores. Los planes actuales de la colaboración se conocen como el proyecto Virgo_nEXT.^[54]

Principio

En relatividad general, una onda gravitatoria es una perturbación del espacio-tiempo que se propaga a la velocidad de la luz. Curva ligeramente el espaciotiempo, cambiando la trayectoria de la luz. Esto puede detectarse con un interferómetro de Michelson, en el que un láser se divide en dos haces que viajan en direcciones ortogonales, rebotando en un espejo al final de cada brazo. Al pasar, la onda gravitatoria altera la trayectoria de los dos haces de forma diferente; entonces se recombinan, y el patrón interferométrico resultante se mide con un fotodiodo. Dado que la deformación inducida es extremadamente pequeña, la precisión en la posición del espejo, la estabilidad del láser, las mediciones y el aislamiento del ruido exterior son esenciales.^[56]

Láser y sistema de inyección

El láser, la fuente de luz del instrumento, debe ser potente y estable en frecuencia y amplitud.^[58] Para cumplir estas especificaciones, el haz parte de un láser estable de baja potencia.^[59] La luz del láser pasa a través de varios amplificadores, que multiplican su potencia por un factor de 100. Se alcanzó una potencia de salida de 50 vatios (W) en la última configuración del detector inicial de Virgo (alcanzando los 100 W durante el periodo de obsdrvación O3 tras las actualizaciones avanzadas de Virgo), y se espera que se mejore hasta los 130 W al comienzo del periodo de observación O4. ^[57] El detector Virgo original tenía un sistema láser maestro-esclavo, en el que se utiliza un láser "maestro" para estabilizar un láser "esclavo" de alta potencia; el láser maestro era un láser Nd:YAG, y el láser esclavo era un láser Nd:YVO4 (de ortovanadato de itrio dopado con neodimio). ^[60] El diseño de Virgo Avanzado utiliza un láser de fibra, con una etapa de amplificación también de fibra, para mejorar la robustez del sistema; está previsto que su configuración final combine la luz de dos láseres para alcanzar la potencia requerida.^{[61]: 87 [62]} La longitud de onda del láser es de 1064 nanómetros en las configuraciones original y Advanced Virgo.^[57]

Este haz láser se envía al interferómetro tras pasar por el sistema de inyección, que garantiza su estabilidad, ajusta su forma y potencia, y lo posiciona correctamente para entrar en el interferómetro. El sistema de inyección incluye el limpiador del modo de entrada, que es una cavidad 140 metros (459,3 pies) diseñada para mejorar la calidad del haz estabilizando la frecuencia, eliminando la propagación de luz no deseada y reduciendo el efecto de la desalineación del láser. También cuenta con un Aislador de Faraday que impide que la luz vuelva al láser, y un telescopio de ajuste de modo que adapta el tamaño y la posición del haz antes de que entre en el interferómetro.^{[61]: 93–96}

Espejos

Los grandes espejos de cada brazo son las ópticas más críticas del interferómetro. Incluyen los dos espejos de los extremos de los brazos del interferómetro 3 km (1,9 mi) y los dos espejos de entrada cerca del comienzo de los brazos. Estos espejos forman una cavidad óptica resonante en cada brazo en la que la luz rebota miles de veces antes de volver al divisor del haz, maximizando el efecto de la señal en la trayectoria del láser^[63] y permitiendo aumentar la potencia de la luz que circula por los brazos. Estos espejos (diseñados para Virgo) son cilindros 35 cm (13,8 plg) de diámetro y 20 cm (7,9 plg) de grosor,^[61]: 173 hechos de vidrio extremadamente puro.^[64] Durante el proceso de fabricación, los espejos se pulen hasta el nivel atómico para evitar la difusión (y pérdida) de luz.^[65] A continuación, se añade un revestimiento reflectante (un reflector de Bragg realizado con deposición por haz de iones^[66]). Los espejos situados en el extremo de los brazos reflejan casi toda la luz entrante, con una pérdida inferior al 0,002% en cada reflexión.^[67]

También hay otros dos espejos en el diseño final:

• El espejo de reciclaje de potencia, entre el láser y el divisor de haz. Dado que la mayor parte de la luz se refleja hacia el láser después de volver al divisor de haz, este espejo reinyecta la luz en el interferómetro principal y aumenta la potencia en los brazos.
• El espejo de reciclado de señal, a la salida del interferómetro, reinyecta parte de la señal en el interferómetro (se prevé que la transmisión de este espejo sea del 40%) y forma otra cavidad. Con pequeños ajustes en este espejo, se puede reducir el ruido cuántico en una parte de la banda de frecuencias y aumentarlo en otra; esto permite sintonizar el interferómetro para determinadas frecuencias. Está previsto utilizar una configuración de banda ancha, disminuyendo el ruido en las frecuencias altas y bajas y aumentándolo en las intermedias. La disminución del ruido en las frecuencias altas es de especial interés para el estudio de una señal justo antes y después de la fusión de un objeto compacto. ^[57][66]

Superatenuadores

Para mitigar el ruido sísmico que podría propagarse hasta los espejos, sacudiéndolos y oscureciendo posibles señales de ondas gravitacionales, los espejos están suspendidos por un complejo sistema. Los espejos principales están suspendidos por cuatro finas fibras hechas de sílice^[70] que se unen a una serie de atenuadores. Este superatenuador, de unos 8 metros (26,2 pies) de altura, está en vacío.^[71] Los superatenuadores limita las perturbaciones de los espejos y permiten controlar con precisión su posicionamientos y orientación. La mesa con el sistema de inyección óptica utilizada para dar forma al haz láser, tales como los bancos ópticos utilizados para la detección de luz, también está suspendida en vacío para limitar el ruido sísmico y acústico. En la configuración de Advanced Virgo, la instrumentación utilizada para detectar señales de ondas gravitacionales y controlar el interferómetro (fotodiodos, cámeras y electrónica asociada) está instala de varios bancos suspendidos en vacío.^[61]: 477

El diseño del superatenuador se basa en la atenuación pasiva de ruido sísmico alcanzada encadenando varios peéndulos, cada uno siendo un oscilador armónico. Tienen unfrecuencia de resonancia (que disminuye con la longitud del pénduloh) por encima de la cual el ruido es amortiguadoa; encadenando varios péndulos se reduce el ruido doce órdenes de magnitud, introduciendo frecuencias de resonancia que son mayores que utilizando un solo péndulo largo.^[72] La frecuencia de resonancia más alta está en torno a 2 Hz, proporcionando una reducción de ruido significativa que comienza en 4 Hz^[61]: 416 y alcanza el nivel requerido para la detección de ondas gravitacionales alrededor de 10 Hz. El sistema está limitado porque el ruido en la banda de frecuencia resonante (por debajo de 2 Hz) no se filtra y puede generar oscilaciones grandes; este efecto se mitiga con un sistema de amortiguacón activo que incluye sensores de medida del ruido sísmico y actuadores que controlan el superatenuador para contrarrestar el ruido.^[72]

Sistema de detection

Parte de la luz de las cavidades de los brazos es enviada hacia el sistema de detección por el divisor de haz. El interferómetro funciona cerca de la "franja oscura", con muy poca luz enviada hacia la salida; la mayor parte se devuelve a la entrada, para ser recogida por el espejo de reciclaje de señal. Una fracción de esta luz es reflejada por el espejo de reciclaje de señal, y el resto es recogida por el sistema de detección. Primero pasa por el limpiador de modos de salida, que filtra los "modos de alto orden" (luz que se propaga de forma no deseada, normalmente por pequeños defectos en los espejos)^[73] antes de llegar a los fotodiodos que miden la intensidad de la luz. El limpiador del modo de salida y los fotodiodos están suspendidos en el vacío.^[74]

Con la ejecución del O3, se introdujo una fuente de vacío exprimido para reducir el ruido cuántico, que es una de las principales limitaciones de la sensibilidad. Al sustituir el vacío estándar por un vacío comprimido, las fluctuaciones de una cantidad disminuyen a expensas de aumentar las fluctuaciones de la otra cantidad debido al Principio de incertidumbre de Heisenberg. En Virgo, las cantidades son la amplitud y la fase de la luz.^[76] Un vacío exprimido fue propuesto en 1981 por Carlton Caves durante la infancia de los detectores de ondas gravitacionales.^[77] Durante la ejecución del O3, se implementó el estrujamiento independiente de la frecuencia; el estrujamiento es idéntico en todas las frecuencias, reduciendo el ruido de disparo (dominante en las frecuencias altas) y aumentando el ruido de presión de radiación (dominante en las frecuencias bajas, y que no limita la sensibilidad del instrumento).^[78] Debido a la adición de la inyección de vacío comprimido, el ruido cuántico se redujo en 3,2 dB a altas frecuencias y el alcance del detector aumentó entre un cinco y un ocho por ciento.^[76] Se producen estados comprimidos más sofisticados^[79] combinando la tecnología del O3 con una nueva cavidad filtrante de 285 m de longitud (935 ft). Esta tecnología, conocida como estrechamiento dependiente de la frecuencia, ayuda a reducir el ruido de disparo a altas frecuencias (donde el ruido de presión de radiación es irrelevante) y a reducir el ruido de presión de radiación a bajas frecuencias (donde el ruido de disparo es bajo). ^[80][81]

Infraestructura

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  Vista aérea de 2015 del emplazamiento de Virgo, mostrando el brazo oeste (arriba) y parte del brazo norte (derecha), junto con los diversos edificios
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  Panorama de la entrada del emplazamiento de Virgo
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  El 3 kilómetros (1,9 mi) brazo norte
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  (Frente) Edificio de la sala de control del detector y centro informático local
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  El edificio central, que contiene la mayoría de los componentes críticos del instrumento
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  La cavidad del limpiador de modo (izquierda, que filtra el haz láser) y el brazo oeste

Desde el aire, el detector Virgo tiene forma de "L" con sus dos 3 kilómetros (1,9 mi) brazos perpendiculares. En la intersección de los dos brazos se encuentra el edificio central, que contiene la mayoría de los componentes clave de Virgo, como el láser, el divisor de haces y los espejos de entrada. Junto al brazo oeste, una cavidad más corta y el edificio asociado albergan el limpiador de modo de entrada. Los espejos finales se encuentran en un edificio específico al final de cada brazo. Al sur del brazo oeste, otros edificios albergan oficinas, talleres, así como el centro informático del emplazamiento y la sala de control del instrumento.^[82]

Los "túneles" de los brazos albergan tuberías por las que viajan los rayos láser en el vacío. Virgo es una de las mayores instalaciones de ultra-alto vacío de Europa, con un volumen de 6800 m³.^[83] Los dos brazos de 3 km (1,9 mi) están formados por un largo tubo de acero de 1,2 m (3,9 pies) de diámetro, en el que la presión residual objetivo es aproximadamente la milmillonésima parte de una atmósfera (100 veces más delgada que en el Virgo original). Las moléculas de gas residuales, principalmente hidrógeno y agua, tienen un impacto limitado en la trayectoria de los rayos láser.^[61]: 525 En ambos extremos de los brazos hay grandes válvulas de compuerta para poder trabajar en las torres de espejos y vacío sin romper el ultra-alto vacío de un brazo. Las torres que contienen los espejos y los atenuadores están divididas en dos secciones, con presiones diferentes.^[84] Los tubos se someten a un proceso, conocido como horneado, en el que se calientan a 150 °C (302 °F) para eliminar partículas no deseadas de sus superficies; aunque las torres también se horneaban en el diseño inicial de Virgo, actualmente se utilizan trampas criogénicas para evitar la contaminación.^[61]: 526

Debido a la elevada potencia del interferómetro, sus espejos son susceptibles a los efectos del calentamiento inducido por el láser (a pesar de la extremadamente baja absorción). Estos efectos pueden provocar la deformación de la superficie debido a la dilatación o un cambio en el Índice de refracción del sustrato, lo que resulta en la fuga de potencia del interferómetro y perturbaciones de la señal. Estos efectos se tienen en cuenta mediante un sistema de compensación térmica (TCS) que incluye sensores de frente de onda Hartmann^[85] para medir la aberración óptica mediante una fuente de luz auxiliar, y dos actuadores: láseres de CO₂ láseres de CO2 (que calientan partes del espejo para corregir los defectos) y calentadores anulares, que ajustan el radio de curvatura del espejo. El sistema también corrige los "defectos fríos": defectos permanentes introducidos durante la fabricación del espejo^{[86][61]: 187–188} Durante la ejecución de O3, el TCS aumentó la potencia dentro del interferómetro en un 15% y disminuyó la potencia que salía del interferómetro en un factor dos.^[87]

Otro componente importante es el sistema para controlar la luz parásita (cualquier luz que abandone la trayectoria designada del interferómetro, por dispersión en una superficie o por reflexión no deseada). La recombinación de la luz parásita con el haz principal del interferómetro puede ser una importante fuente de ruido, a menudo difícil de rastrear y modelar. La mayoría de los esfuerzos para mitigar la luz parásita se basan en placas absorbentes (conocidas como deflectores) colocadas cerca de la óptica y dentro de los tubos; se toman precauciones adicionales para evitar que los deflectores afecten al funcionamiento del interferómetro. ^[89][90][83]

La calibración es necesaria para estimar la respuesta del detector a las ondas gravitacionales y reconstruir correctamente la señal. Consiste en mover los espejos de forma controlada y medir el resultado. Durante la época inicial de Virgo, esto se conseguía principalmente agitando un péndulo en el que el espejo está suspendido con bobinas para generar un campo magnético que interactúa con imanes fijados al péndulo.^[91] Esta técnica se utilizó hasta el O2. Para el O3, el método de calibración primario fue la calibración fotónica (PCal); había sido un método secundario para validar los resultados, utilizando un láser auxiliar para desplazar el espejo con presión de radiación.^[92][93] A finales del O2 se introdujo un método conocido como calibración newtoniana (NCal) para validar los resultados de la PCal; se basa en la gravedad para mover el espejo, colocando una masa giratoria a una distancia específica del mismo.^[94][93] A principios de la segunda parte de O4, el Ncal se convirtió en el principal método de calibración porque funcionaba mejor que el PCal; el PCal se sigue utilizando para validar los resultados del NCal y sondear frecuencias más altas que son inaccesibles para el NCal. ^[88]

El instrumento requiere un sistema eficaz de adquisición de datos que gestione los datos medidos a la salida del interferómetro y de los sensores in situ, escribiéndolos en archivos y distribuyéndolos para su análisis. Para ello se han desarrollado hardware y software electrónicos específicos.^[95]

Ruido y sensibilidad

Fuentes de ruido

El detector Virgo es sensible a varias fuentes de ruido que limitan su capacidad para detectar señales de ondas gravitacionales. Algunas afectan un amplio rango de frecuencias y reducen la sensibilidad general del detector, como:^[97][83]

• ruido sísmico: cualquier movimiento del suelo debido a fuentes como olas en el mar Mediterráneo, viento o actividad humana. Afecta principalmente frecuencias bajas, hasta unos 10 Hz.
• ruido térmico de los espejos y sus cables de suspensión, causado por la agitación térmica del propio material. Se encuentra entre unas decenas y cientos de Hz.
• ruido cuántico, que incluye el ruido de disparo láser, relacionado con fluctuaciones en la potencia recibida por los fotodiodos, relevante por encima de unos cientos de Hz y el ruido de presión de radiación, debido a la presión ejercida por el láser sobre el espejo, relevante en frecuencias bajas.
• ruido newtoniano, causado por pequeñas fluctuaciones en el campo gravitatorio terrestre que afectan la posición del espejo. Es relevante por debajo de 20 Hz.

Además de estas fuentes generales de ruido, otras afectan frecuencias específicas, como: un ruido a 50 Hz (y sus armónicos a 100, 150 y 200 Hz), correspondiente a la frecuencia de la red eléctrica europea; "modos de violín" a 300 Hz (y varios armónicos), provocados por la frecuencia de resonancia de las fibras de suspensión, similares a la vibración de las cuerdas de un violín; y líneas de calibración, que aparecen cuando los espejos son movidos para calibración.^[98][99]

También existen fuentes de ruido que pueden afectar al detector a corto plazo. Malas condiciones meteorológicas o terremotos pueden incrementar temporalmente los niveles de ruido.^[83] Además, pueden aparecer artefactos transitorios en los datos debido a diversos problemas instrumentales, conocidos como "glitches". Se estima que alrededor del 20 % de los eventos detectados están afectados por glitches, lo que requiere procesamiento de datos específico para mitigar su impacto.^[100]

Sensibilidad del detector

La sensibilidad depende de la frecuencia y generalmente se representa como una curva correspondiente al espectro de potencia del ruido (o espectro de amplitud, la raíz cuadrada del espectro de potencia); cuanto más baja es la curva, mayor es la sensibilidad. Virgo es un detector de banda ancha cuya sensibilidad varía desde unos pocos Hz hasta 10 kHz; una curva de sensibilidad de Virgo de 2011 está trazada con una escala logarítmica-logarítmica.^[103]

La medida más común de la sensibilidad de un detector de ondas gravitacionales es la distancia de alcance, definida como la distancia a la que un objetivo de referencia produce una relación señal-ruido de 8 en el detector. La referencia suele ser una estrella de neutrones binaria con ambos componentes teniendo una masa de 1.4 masas solares; la distancia generalmente se expresa en megapársec.^[104] El rango para Virgo durante la ejecución O3 estuvo entre 40 y 50 Mpc.^[51] Este rango es un indicador, no un rango máximo para el detector; las señales de fuentes más masivas tendrán una mayor amplitud y pueden ser detectadas desde distancias mayores.^[104]

Los cálculos indican que la sensibilidad del detector se escala aproximadamente como ${\displaystyle {\frac {1}{L\times {\sqrt {P}}}}}$, donde ${\displaystyle L}$ es la longitud del brazo-cavidad y ${\displaystyle P}$ es la potencia del láser en el divisor de haz. Para mejorarla, estas cantidades deben incrementarse. Esto se logra con brazos largos, cavidades ópticas dentro del brazo para maximizar la exposición a la señal, y reciclaje de potencia para aumentar la potencia en los brazos.^[97][105]