Ondas gravitacionales, perturbaciones en el espacio-tiempo que, según se cree, se difunden a la velocidad de la luz desde los lugares donde se acelera rápidamente una masa (véase Relatividad). Entre las posibles fuentes de estas ondas están las siguientes: las explosiones violentas de supernovas, que van acompañadas del colapso de los núcleos estelares y la posterior formación de estrellas de neutrones o agujeros negros; la interacción de agujeros negros; los púlsares (estrellas de neutrones en rotación), y los sistemas binarios de estrellas de neutrones, cuando sus dos componentes se funden en uno solo y mueren.
La existencia de ondas gravitacionales fue prevista en la teoría de la relatividad general de Einstein, pero aún no se han detectado estas ondas de forma directa. Sin embargo, se han encontrado pruebas indirectas de su existencia. Las ondas gravitacionales hipotéticas se llevarían energía del sistema donde se originan. Se han observado pérdidas de energía, del orden de magnitud previsto, en el ‘desgaste’ de las órbitas de los dos componentes de PSR 1913+16; este objeto celeste se compone de dos estrellas de neutrones que giran una en torno a la otra. En 1993 se concedió el Premio Nobel de Física a los estadounidenses Russell A. Hulse y Joseph H. Taylor, de la Universidad de Princeton, por este trabajo y por el descubrimiento de púlsares binarios.
Una observación más directa de las ondas gravitacionales proporcionaría una confirmación más profunda y detallada de la relatividad, y también abriría un nuevo campo en astronomía al proporcionar nueva información sobre el colapso de las estrellas, la interacción de los agujeros negros y la velocidad de expansión del Universo. Sin embargo, la detección de estas ondas es uno de los mayores retos de la actual física experimental. La detección se basa en observar tensiones en el espacio, cambios extremadamente pequeños en la distancia entre objetos materiales provocados por las ondas. En la mayoría de las situaciones, estos movimientos son mayores cuando las distancias totales también son mayores. El análisis teórico sugiere que los detectores tendrían que ser sensibles a tensiones del orden de 10-21 a 10-22. Esta relación equivale a un cambio de aproximadamente el diámetro de un átomo, o menos, en la distancia de la Tierra al Sol. Esta variación puede producirse en una escala temporal que va de milisegundos a horas, según el tipo de fuente que se quiera detectar. El diseño de cualquier detector depende de la escala temporal de las señales que debe buscar.
Existen varios experimentos para la detección de ondas gravitacionales. Algunos se basan en observar las oscilaciones inducidas por las ondas gravitacionales en barras de aluminio de varias toneladas de peso y enfriadas a temperaturas por debajo de 1 kelvin. El primero en emplear esta técnica, a finales de la década de 1960, fue Joseph Weber, de la Universidad de Maryland, Estados Unidos. Sin embargo, las técnicas más prometedoras para fabricar detectores muy sensibles consisten en colgar masas de unas decenas de kilos en péndulos situados a varios kilómetros de distancia sobre la superficie terrestre y emplear interferómetros láser para medir sus movimientos, o realizar medidas entre satélites artificiales libres de rozamiento separados por varios millones de kilómetros, en órbitas suficientemente altas para no estar sometidos a los efectos de la atmósfera terrestre. En estos casos, los dos objetos de referencia se colocan formando dos trayectorias en ángulo y se miden los cambios en la longitud relativa de ambas trayectorias o brazos.
En Estados Unidos se han construido dos sistemas de detectores, cada uno con brazos de 4 km de longitud, como parte del proyecto LIGO (Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory); el primero está en el estado de Washington, y el segundo en Luisiana. En Europa, el interferométro italo-francés VIRGO, con brazos de 3 km, se ha construido cerca de Pisa, en el norte de Italia. Científicos alemanes y británicos han colaborado en la construcción del GEO 600, un interferómetro más corto con brazos de 600 m y diseño tecnológico avanzado situado cerca de Hannover, en el noroeste de Alemania. En Japón, cerca de Tokio, se encuentra el interferómetro TAMA, un detector con brazos algo más cortos.
Debido a los efectos de fluctuaciones gravitatorias locales, los detectores de ondas gravitacionales situados en la Tierra sólo pueden buscar señales por encima de un hercio (1 hercio, o Hz, corresponde a un ciclo por segundo). Esto permite buscar colapsos estelares, la fusión de estrellas de neutrones en sistemas binarios y señales de púlsares, ya sean aislados o en sistemas binarios. Sin embargo, existen numerosas fuentes de frecuencia mucho menor, que van desde los sistemas estelares binarios hasta los agujeros negros masivos que interaccionan entre sí o con la materia ordinaria, y es muy importante explorar el régimen de bajas frecuencias. Para hacerlo posible, la Agencia Espacial Europea y la NASA se están planteando lanzar, hacia el año 2015, el LISA (Laser Interferometer Space Antenna), un sistema espacial que emplea satélites y un detector interferométrico láser, con longitudes de brazo de 5 millones de kilómetros.