Einstein-Teleskop: Gravitationswellendetektor der nächsten Generation

Länger, leistungsfähiger, genauer - Europa wird eine neue Generation von Gravitationswellendetektoren namens Einstein-Teleskop bauen .


Einstein Telescope Concept Art, Bildnachweis : www.gwoptics.org

Der AdvancedLIGO-Detektor hat erst vor einigen Jahren seine Arbeit aufgenommen und noch nicht einmal die geplante Empfindlichkeit erreicht. Wissenschaftlern ist jedoch klar, dass die LIGO-Empfindlichkeit für eine echte Gravitationswellenastronomie nicht ausreicht.

Ich werde darüber sprechen, welche Grenzen LIGO hat und wie ein 2,5-mal längerer unterirdischer Kryodetektor als LIGO diese Einschränkungen umgehen kann.

1. Einführung in die Funktionsprinzipien des GV-Detektors

Zunächst erinnere ich mich kurz daran, wie LIGO Gravitationswellen erkennt und einige Konzepte definiert.


LIGO Detektor - Michelson Interferometer. Gravitationswellen dehnen eine Schulter und drücken die andere zusammen, die relative Phase des Lichts auf dem Strahlteiler ändert sich und am Ausgang erscheint ein Interferenzbild. Bildnachweis: Induced.info

1.1 Funktionsprinzip

Gravitationswellen (GW) sind kleine Störungen der Raum-Zeit-Metrik. Sie entstehen beispielsweise bei der asymmetrischen Bewegung massereicher Körper, wenn zwei Schwarze Löcher verschmelzen. Diese Störungen führen zu einer Änderung der Definition des Abstands zwischen dem Objekt ("Strecken" und "Komprimieren" des Abstands). Der Gravitationswellendetektor ist so konzipiert, dass Sie diese Abstandsänderung mit Lasern messen können. In der einfachsten Version ist der Detektor ein Michelson-Interferometer, bei dem die Arme des Detektors so ausgeglichen sind, dass aufgrund konstruktiver Interferenz das gesamte Licht zur Quelle reflektiert wird und der zweite Ausgang des Strahlteilers aufgrund destruktiver Interferenz dunkel bleibt.

Wenn die Header den Detektor erreichen, strecken sie eine Schulter und drücken die andere zusammen, wodurch sich das Interferenzmuster am Ausgang des Interferometers ändert und das Signal aufgezeichnet werden kann.
In einem früheren Artikel habe ich erklärt, dass der GV-Detektor kein Lineal ist, sondern eine Uhr, d.h. misst die relative Lichtverzögerung in zwei Armen, die durch eine Gravitationswelle verursacht wird. Ich habe auch gezeigt, dass die relative Änderung in der Lichtphase:

$$

$$\ phi = L / \ lambda$$

Diese Gleichung erklärt, warum die Detektoren so lang sind: Auf diese Weise können Sie die Empfindlichkeit erhöhen.

Um die Empfindlichkeit weiter zu erhöhen, entwickelten die Wissenschaftler optische Resonatoren. Sie lassen Licht mehrmals in die Schulter wandern $$$\ mathcal {N}$ effektiv die Schulterlänge erhöhen in $$$\ mathcal {N}$ mal.

Außerdem ist das Signal am Ausgang des Detektors proportional zur Lichtleistung im Detektor, so dass die Resonatoren zwei Probleme gleichzeitig lösen, da sie die Lichtleistung verstärken.

1.2 Polarisation von Gravitationswellen

Gravitationswellen haben Polarisation: Sie können entweder "+" (relativ zum Detektor - eine Schulter strecken und die andere drücken) oder "x" (beide Schultern gleichzeitig dehnen / drücken) sein.


Die Verschiebung von Testmassen (Kugeln) unter Einwirkung von HS unterschiedlicher Polarisation während einer Periode. Bildnachweis: [Tiec, Novak, 2017]

Der Detektor reagiert nur auf die Polarisation „+“. Daher ist es wichtig, mehrere Detektoren mit leicht unterschiedlichen Schulterausrichtungen zu haben, damit Wellen beliebiger Polarisation gemessen werden können: Wenn ein Detektor auf „+“ und der zweite auf „x“ ausgerichtet ist, wenn ein Detektor die Welle sieht und der andere nicht, sind wir sicher dass diese Polarisation genau "+" war. Und wenn beide eine Welle mit unterschiedlichen Amplituden gesehen haben, können wir die anfängliche Polarisation berechnen.

Die Empfindlichkeit gegenüber Polarisation legt ein unterschiedliches Strahlungsmuster für zwei Polarisationen fest (d. H. Welche Punkte am Himmel vom Detektor am besten gesehen werden).


Das Muster des Detektors zu x- und + -Polarisationen sowie gemittelt über zwei Polarisationen. Bildnachweis: arXiv: 1501.03765

2. Einschränkungen von LIGO

LIGO hat eine unglaubliche Empfindlichkeit: Sie können die relative Änderung der Schulterlänge mit einer Genauigkeit von 10 bis ¹⁸ m messen.

Um Signale mit einer solchen Genauigkeit zu messen, müssen alle Arten von Rauschen in verschiedenen Teilen des Instruments beseitigt werden.

Die Empfindlichkeit des Detektors wird üblicherweise als Rauschpegel im Detektor bei verschiedenen Frequenzen in Form der Spektraldichte angezeigt. Die spektrale Dichte spiegelt den Beitrag verschiedener Rauschen zum Signal am Detektorausgang wider (d. H. Ein gewisses Rauschen kann am Ursprung signifikant sein, trägt jedoch geringfügig zum Rauschen am Ausgang bei). Normalerweise wird die spektrale Dichte auf die Amplitude der Gravitationswellen normiert (was als Dehnung bezeichnet wird, $$$h = \ Delta L / L$ )


Die Hauptbeiträge zur Empfindlichkeit von LIGO bei verschiedenen Frequenzen, normalisiert auf die Amplitude der GW-Dehnung, $$$h = \ Delta L / L$

Betrachten Sie einige der wichtigsten Beiträge zum Lärm:

1. Seismisches Rauschen (Grenzfrequenzen <1 Hz): Jede seismische Aktivität kann Spiegel verschieben. Um dieses Geräusch zu vermeiden, sind die Spiegel an einer mehrstufigen Aufhängung aufgehängt, die wiederum auf einem mehrstufigen massiven Ständer montiert ist. Je niedriger die Resonanzfrequenz der Aufhängung ist, desto mehr Geräusche werden bei niedrigen Frequenzen unterdrückt. Grundsätzlich gibt es keine Einschränkungen hinsichtlich der Qualität der Geräuschreduzierung.

2. Newtonsches Gravitationsrauschen (Grenzfrequenzen ~ 1 Hz): Selbst wenn die Spiegel vollständig von direkten seismischen Effekten isoliert sind, kann die Verschiebung der Erd- / Bodenoberfläche die Spiegel gravitativ beeinflussen. Akustische Wellen, die sich beispielsweise von Wind oder Wellen über die Erdoberfläche ausbreiten, verändern geringfügig den Abstand vom Spiegel zum Boden und damit die Anziehungskraft, die die Spiegel verschieben kann. Es ist unmöglich, vollständig davon zu isolieren, dies ist eine grundlegende Einschränkung.

3. Thermisches Rauschen von Suspensionen (Grenzfrequenzen ~ 1-10 Hz): Die thermische Bewegung von Molekülen in Suspensionen von Spiegeln führt zur Anregung von Schwingungen in der Suspension, wodurch Spiegel verschoben werden. Es ist schwer zu unterdrücken, alles hängt von der Qualität der Materialien ab.

4. Thermisches Rauschen von Spiegeln (begrenzt die Empfindlichkeit von unten): Wärmebewegung von Molekülen in den Beschichtungen von Spiegeln und im „Körper“ von Spiegeln (Substrat). Für einen Lichtstrahl sieht es aus wie die gesamte Verschiebung des Spiegels. Beschränkt auf Materialien, das wichtigste technische Geräusch.

5. Quantenschuss-Laserrauschen (Frequenzen> 50 Hz): Das Licht hat eine Quantennatur, einzelne Photonen fliegen mit einer zufälligen Verzögerung mit unterschiedlichen Zufallswerten. Diese Verzögerung ist als Phasenmessung am Ausgang des Interferometers sichtbar und begrenzt alle Frequenzen. Je größer die Lichtleistung im Detektor ist, desto weniger Rauschen. Grundlegende Grenze, kann aber mit zusammengedrücktem Licht unterdrückt werden.

6. Quantenrauschen des Strahlungsdrucks (Frequenz 10–50 Hz): Das gleiche Schussrauschen führt zu Leistungsschwankungen im Interferometer und verursacht eine zufällige Kraft des Strahlungsdrucks auf die Spiegel. So grundlegend wie Schussgeräusche. Im Gegensatz zu Schussgeräuschen steigt mit zunehmender Lichtleistung.


Erklärung zum Quantenrauschen. Einzelne Photonen erzeugen eine zufällige Kraft des Strahlungsdrucks (links). Andererseits führt eine zufällige zeitliche Verteilung der Photonen zu Amplitudenschwankungen am Fotodetektor (rechts). Beide Rauschen hängen von Wellenlänge, Lichtleistung und Schulterlänge ab. Das Rauschen des Strahlungsdrucks ist umso geringer, je größer die Masse der Spiegel ist. Gutschrift: [1].


Lichtempfindlichkeit $$$P_0$ : Schussrauschen (blau) wird reduziert und Strahlungsdruckrauschen (grün) wird proportional erhöht.

7. Restgas in einem Vakuumsystem (alle Frequenzen, aber jetzt nicht begrenzt): Ultrahochvakuum in einem System ist immer nicht ideal, und Restgasmoleküle können Licht streuen. Sie kann beliebig klein sein (abhängig von der Qualität der Pumpen).

8. Klassische Lasergeräusche (nicht einschränken): Die Laserleistung und -frequenz können aus klassischen Gründen (thermisches Rauschen, Vibration) schwanken. Das Lasersystem umfasst ultrastabile Laser und mehrstufige Systeme zur Überwachung der Frequenz und Leistung des Lasers.

Alle diese Geräusche können in zwei Gruppen unterteilt werden: Leistungsschwankungen führen zu einer physischen Verschiebung der Spiegel (Geräusche 1-3 und 6) und Koordinatenschwankungen führen zu einer Änderung der Lichtphase, verschieben jedoch nicht die Spiegel (Geräusche 4,5 und 7).

Leistungsgeräusche $$$F$ Voreingenommenheit verursachen $$$x$ Testmasse nach dem Newtonschen Gesetz $$$m \ ddot {x} = F$ oder im Frequenzbereich: $$$x (\ Omega) = F (\ Omega) / (m \ Omega ^ 2)$ . Das heißt, diese Geräusche können durch Erhöhen der Spiegelmasse verringert werden.

Das LIGO-Design kann das Problem des Newtonschen Rauschens 2 grundsätzlich nicht lösen, und ohne eine vollständige Überarbeitung der optischen Systeme das Problem des thermischen Rauschens der Spiegel 4.

Weitere Informationen zum Thema Lärm finden Sie in einem wunderbaren Artikel über LIGO auf Habré .

3. Wie der neue Detektor diese Probleme lösen wird

Der unterirdische Detektor KAGRA wird im nächsten Jahr an den Beobachtungen teilnehmen.

Der neue Detektor wird sich also unter der Erde befinden. Dies reduziert das seismische Rauschen 1 und vor allem das Newtonsche Rauschen 2: Der Hauptbeitrag dazu wird durch Oberflächenwellen verursacht, die fast keine unterirdischen sind.

Je nachdem, wo der Detektor gebaut wird (jetzt gibt es zwei Hauptoptionen - in den Niederlanden oder auf Sardinien und möglicherweise in Ungarn).


Vergleich seismischer Daten an verschiedenen möglichen Orten mit dem AdvancedVirgo-Detektor in Italien.

Natürlich werden die offensichtlichsten technischen Schritte zur Unterdrückung von Erdbeben unternommen: ein neues Aufhängungssystem für die passive Isolierung und schwerere Spiegel von jeweils 200 kg zur Unterdrückung aller Leistungsstörungen.


Eine der Eckstationen des Einstein-Teleskops mit vielen Vakuumkammern. Bildnachweis: gwoptics.org

Das Problem des thermischen Rauschens von Spiegeln ist komplizierter. Die naheliegende Lösung wäre, die Spiegel zu kühlen und dadurch das Brownsche Rauschen zu reduzieren.

Durch Abkühlen werden jedoch die optischen Eigenschaften der Spiegel verändert und die Absorption erhöht. Darüber hinaus ist es unmöglich, große Lichtkräfte mit kalten Spiegeln zu nutzen: Die Absorption in den Spiegeln erwärmt sie und reduziert die Kühlung auf nichts. Müssen Sie den Detektor kühlen und die Lichtleistung reduzieren? Dies funktioniert auch nicht - das Schussrauschen nimmt zu (4) und die Empfindlichkeit bei niedrigen Frequenzen wird beeinträchtigt.

Wissenschaftler haben eine andere Lösung gefunden: Verwenden Sie zwei Interferometer an einem Ort.


Xylophon-Detektorkonfiguration mit zwei ineinander eingebetteten Interferometern. Bildnachweis: A. Freise et al., CQG 26 (2009) 085012

Einer wird für niedrige Frequenzen optimiert, arbeitet mit auf 20 K gekühlten Spiegeln und verwendet eine geringe Lichtleistung. Das Schussrauschen nimmt zu, aber der Detektor wird nicht bei Frequenzen verwendet, bei denen das Schussrauschen eine Rolle spielt. Der zweite Detektor arbeitet bei Raumtemperatur mit hoher Leistung: Dies unterdrückt das Schussrauschen bei hohen Frequenzen, beeinträchtigt jedoch die Empfindlichkeit bei niedrigen Frequenzen mit erhöhtem Strahlungsdruckrauschen. Dieser Detektor wird jedoch nicht bei niedrigen Frequenzen verwendet. Infolgedessen ist die kombinierte Empfindlichkeit bei allen Frequenzen optimal.


Niederfrequenzdetektor ET-D-LF mit gekühlten Spiegeln und geringer Leistung (und geringem Rauschstrahlungsdruck) und Hochfrequenz-ET-D-HF mit hoher Leistung (und geringem Schussrauschen). Gutschrift: [1]

Ein weiteres Problem der neuen Generation von Detektoren: Zum Zeitpunkt des Baus wird es das einzige mit einer solchen Empfindlichkeit sein. Erstens ist es nicht möglich, einen zufälligen Burst von einem Signal zu unterscheiden, wenn es nicht möglich ist, die Übereinstimmung zwischen den Detektoren zu überprüfen. Zweitens ist es nicht möglich, unterschiedliche Polarisationen von Gravitationswellen zu messen. Wissenschaftler schlagen vor, nicht einen Detektor zu bauen, sondern drei mit unterschiedlichen Ausrichtungen (in Form eines Dreiecks wie im Bild).


Das Konzept einer dreieckigen Konfiguration des Detektors (links); Tunnel mit verschiedenen Schultern (rechts).

Dies verbessert das Strahlungsmuster des Detektors und zeichnet viel mehr Ereignisse auf:


Vergleich des Strahlungsmusters eines Detektors (links) und dreier Detektoren in dreieckiger Konfiguration (rechts).

Ich möchte Sie daran erinnern, dass jeder von ihnen aus zwei besteht: einer für niedrige Frequenzen und der andere für hohe Frequenzen. Infolgedessen befinden sich sechs Detektoren in einem Dreieck.



Alle diese Tricks erhöhen die Empfindlichkeit der Detektoren um mindestens eine Größenordnung.
Eine solche Empfindlichkeit erhöht den Beobachtungsbereich fast bis zur Grenze des sichtbaren Universums, sieht die Verschmelzung des BH der ersten Generation von Sternen und beobachtet ständig die Verschmelzung von Schwarzen Löchern und Neutronensternen.

Eine Erhöhung der Empfindlichkeit bei niedrigen Frequenzen ermöglicht es, frühere Stadien der Zusammenführung von Objekten zu beobachten und mehr Informationen über ihre Parameter zu erhalten.

Hohe Frequenzen ermöglichen es, die Entwicklung eines Schwarzen Lochs oder eines Neutronensterns zu beobachten, der durch Fusion entsteht. Dieser Modus ist am interessantesten, um die allgemeine Relativitätstheorie und mögliche Alternativen zu überprüfen. Beispielsweise kann das Gravitationswellenecho bei hohen Frequenzen genau beobachtet werden.


Vergleich der Empfindlichkeit von ET und LIGO-Virgo

Das Wichtigste ist jedoch, dass es sich nicht nur um einen Detektor handelt, sondern um eine gesamte Infrastruktur, mit der die Empfindlichkeit des Detektors über viele Jahrzehnte erhöht werden kann.

4. Fazit

Was ich nicht erwähnt habe

Ich habe noch keinen so wichtigen Teil von ET wie Quantenrauschunterdrückungssysteme mit frequenzabhängigem Quetschlicht diskutiert. Sie können mehr über komprimiertes Licht in einem ausgezeichneten Artikel über Habré lesen. Ich habe vor, in einem zukünftigen Artikel mehr über Quantenrauschen im Detektor zu sprechen.

Zusätzlich wird ET die sogenannte optische Steifheit - Signalverstärkung aufgrund nichtlinearer Wechselwirkung zwischen dem mechanischen Oszillator und dem Licht in den Resonatoren verwenden. Mehr über die Quantenoptomechanik - die Wissenschaft der Wechselwirkung zwischen mechanischen Systemen und Licht - bald auf Habré;)

Natürlich habe ich nur die grundlegendsten Funktionen von ET angesprochen, es gibt sehr viele Details - willkommen zu Kommentaren.

Außerdem habe ich nicht erwähnt, dass der Bau eines noch längeren 40 km langen bodengestützten Cosmic Explorer -Teleskops in den USA geplant ist, aber sein Design ist noch weniger entwickelt als das von ET, daher werde ich Ihnen keine interessanten Details nennen.

Einstein Teleskop Status

ET hat die Genehmigung der Europäischen Kommission noch nicht erhalten. Einzelne Länder investieren in Voruntersuchungen. Die Zusammenarbeit wird allmählich gebildet. Sie können die offizielle Website lesen und sogar an der Zusammenarbeit teilnehmen, indem Sie die Absichtserklärung unterzeichnen .

Dem Plan zufolge wird Europa in den nächsten ein oder zwei Jahren den Antrag auf Schaffung prüfen und den Standort genehmigen. Der ET-Start wird in diesem Fall Anfang der 2030er Jahre erfolgen.


Eine Option ist ein Dreieck an der Grenze zwischen Deutschland, Belgien und den Niederlanden, das so angeordnet ist, dass es in jedem Land eine Eckstation gibt. Es wird ein Symbol für ein geeintes Europa sein.

LIGO Nachrichten

In der Zwischenzeit gab LIGO die Ergebnisse der Datenverarbeitung aus dem vorherigen O2-Beobachtungszyklus bekannt: Es gab vier weitere neue Fusionen von Schwarzen Löchern. So hat LIGO während der gesamten Zeit bereits 10 Fusionen von Schwarzen Löchern und eine Fusion von Neutronensternen gesehen. Morgen werden alle Daten offiziell präsentiert und ich werde den Artikel mit einigen Details ergänzen.

UPD: Daher wurde auf arXiv ein neuer Katalog von Gravitationswellen veröffentlicht , zusammen mit einer aktualisierten Analyse der Daten für alle Ereignisse. Es gibt keine sensationellen Entdeckungen, aber wir haben bereits 10 Fusionen von Schwarzen Löchern gesehen, und das an sich ist wunderbar.

Alle uns bekannten Schwarzen Löcher (Sonnenmassen) und Neutronensterne, einschließlich Beobachtungen der LIGO-Jungfrau. Sie können es online sehen. Bildnachweis: LIGO-Virgo / Frank Elavsky / Northwestern

In der Zwischenzeit sind die Detektoren in vollem Gange, um ihre Empfindlichkeit zu erhöhen, und die Detektoren sollen im Frühjahr 2019 im neuen jährlichen O3-Beobachtungszyklus starten. Die Empfindlichkeit wird so groß sein, dass durchschnittlich ein Ereignis pro Woche beobachtet werden soll. Im Sommer 2019 wird der japanische KARGA-Detektor laut Plan zwei LIGO-Detektoren und einen Virgo-Detektor verbinden.

Dieser O3-Zyklus wird für die offene Wissenschaft interessant sein, da jetzt alle potenziellen Kandidaten für Fusionen in Echtzeit zusammen mit einer Bewertung ihrer Quelle bekannt gegeben werden, die es allen Interessierten ermöglicht, Beobachtungen in anderen Bereichen zu machen. Weitere Details hier .

Die Ära der Gravitationswellenastronomie steht erst am Anfang, es liegen viele interessante Dinge vor uns. Bleib dran!

Ich lade Sie auch ein, frühere Veröffentlichungen zu lesen, in denen ich erkläre, warum die Beobachtung von Neutronensternen in GB so wichtig ist, welche interessante Physik es uns ermöglicht, Fusionen von Schwarzen Löchern zu untersuchen und wie LIGO im Allgemeinen funktionieren kann, wenn GB Licht mit Raum strecken.