A Laser Interferometer Space Antenna (LISA, «Antena Espacial de Interferometría Láser») é un observatorio espacial de ondas gravitacionais planificado e liderado pola European Space Agency (ESA) en colaboración coa NASA. Estará composto por tres naves espaciais situadas nos vértices dun triángulo equilátero con brazos de 2,5 millóns de quilómetros, que seguirán a Terra nunha órbita heliocéntrica mentres empregan interferometría láser para medir variacións extremadamente pequenas na súa separación causadas polo paso de ondas gravitacionais. Esta configuración permitirá detectar ondas de baixa frecuencia na banda de milihertz, procedentes de fenómenos como fusións de buratos negros supermasivos ou vibracións de cordas cósmicas, inaccesibles para observatorios terrestres como LIGO debido ao ruído ambiental.
A misión foi aprobada para o seu desenvolvemento pola ESA en 2024 tras as demostracións tecnolóxicas exitosas da misión LISA Pathfinder, e constitúe o primeiro detector espacial dedicado a ondas gravitacionais, cun lanzamento previsto para mediados da década de 2030. Entre os seus obxectivos principais están reconstruír a historia de fusións de buratos negros supermasivos ao longo do tempo cósmico, investigar o fondo estocástico de ondas gravitacionais do universo primitivo e estudar sistemas de masa extrema para poñer a proba a relatividade xeral en condicións de campo intenso. Ao complementar as frecuencias observadas por instrumentos terrestres, LISA permitirá avanzar na chamada astronomía multimensaxe e ofrecer novas perspectivas sobre a evolución das galaxias e a física fundamental.
Visión xeral da misión LISA é un observatorio espacial deseñado para detectar ondas gravitacionais de baixa frecuencia, aproximadamente entre 0,1 milihertz e 1 hertz, mediante interferometría láser que mide distorsións no espazo-tempo. Esta aproximación supera as limitacións dos detectores terrestres —como as vibracións sísmicas ou os efectos gravitacionais locais— ao empregar distancias de millóns de quilómetros, capaces de detectar deformacións tan pequenas como unha parte en 1020.
O sistema está formado por tres naves idénticas dispostas nun triángulo equilátero de 2,5 millóns de quilómetros de lado. A formación orbita arredor do Sol seguindo á Terra a uns 50 millóns de quilómetros de distancia, mantendo a estabilidade durante unha misión nominal duns catro anos. Cada nave contén dúas masas de proba de ouro e platino, de aproximadamente 46 mm de lado e 1,9 kg de peso, que funcionan como referencias inerciais illadas do movemento da nave mediante sistemas de control drag-free.
Os láseres, cunha lonxitude de onda de arredor de 1 micrómetro, transmítense en ambas direccións entre as naves. Os telescopios encargados da captación e dirección dos feixes de luz permiten establecer a conexión, mentres dispositivos chamados fasímetros miden os padróns de interferencia con precisión de picómetros ao longo das enormes distancias. Os sistemas de control de carga eliminan forzas electrostáticas sobre as masas de proba, minimizando aceleracións non gravitacionais e garantindo que as medicións reflictan principalmente efectos gravitatorios.
As variacións na lonxitude dos brazos debidas á dinámica orbital corríxense posteriormente no procesado de datos, recreando virtualmente un interferómetro tipo Michelson de brazos iguais.
Notas
Categoría:Telescopios Categoría:Interferometría