Telescopio Einstein: detector de ondas gravitacionales de próxima generación

Más largo, más potente y más preciso: Europa va a construir una nueva generación de detectores de ondas gravitacionales llamada Einstein Telescope .


Arte conceptual del telescopio Einstein, crédito: www.gwoptics.org

El detector AdvancedLIGO acaba de comenzar a funcionar hace un par de años y ni siquiera ha alcanzado la sensibilidad planificada. Sin embargo, es obvio para los científicos que la sensibilidad LIGO no será suficiente para la verdadera astronomía de ondas gravitacionales.

Hablaré sobre los límites de LIGO y cómo un detector criogénico subterráneo 2.5 veces más largo que LIGO podrá sortear estas restricciones.

1. Introducción a los principios de funcionamiento del detector GV.

Primero, recuerdo brevemente cómo LIGO detecta las ondas gravitacionales y define algunos conceptos.


Detector LIGO - Interferómetro Michelson. Las ondas gravitacionales estiran un hombro y aprietan el otro, la fase relativa de la luz en el divisor del haz cambia y aparece una imagen de interferencia en la salida. Crédito de imagen: inducido.info

1.1 Principio de funcionamiento

Las ondas gravitacionales (GW) son pequeñas perturbaciones de la métrica del espacio-tiempo. Surgen durante el movimiento asimétrico de cuerpos masivos, por ejemplo, cuando dos agujeros negros se fusionan. Estas perturbaciones conducen a un cambio en la definición de la distancia entre el objeto ("estirar" y "comprimir" la distancia). El detector de ondas gravitacionales está diseñado de modo que le permite medir este cambio de distancia utilizando láseres. En la versión más simple, el detector es un interferómetro de Michelson, donde los brazos del detector están equilibrados de modo que debido a la interferencia constructiva toda la luz se refleja hacia la fuente, y la segunda salida del divisor del haz debido a la interferencia destructiva permanece oscura.

Cuando los encabezados llegan al detector, estiran un hombro y aprietan el otro, lo que cambia el patrón de interferencia en la salida del interferómetro y permite que se registre la señal.
En un artículo anterior, expliqué que el detector GV no es una regla, sino un reloj, es decir. mide el retraso relativo de la luz en dos brazos causado por una onda gravitacional. También mostré que el cambio relativo en la fase de la luz:

$$

$$\ phi = L / \ lambda$$

Esta ecuación explica por qué los detectores están hechos tanto tiempo: esto le permite aumentar la sensibilidad.

Para aumentar aún más la sensibilidad, a los científicos se les ocurrió el uso de resonadores ópticos. Permiten que la luz viaje en el hombro varias veces $$$\ mathcal {N}$ aumentando efectivamente la longitud del hombro en $$$\ mathcal {N}$ tiempos

Además, la señal a la salida del detector es proporcional a la potencia de la luz dentro del detector, de modo que los resonadores resuelven dos problemas a la vez, ya que amplifican la potencia de la luz.

1.2 Polarización de ondas gravitacionales

Las ondas gravitacionales están polarizadas: pueden ser "+" (en relación con el detector: estirar un hombro y apretar el otro) o "x" (estirar / apretar ambos hombros al mismo tiempo).


El desplazamiento de masas de prueba (bolas) bajo la acción de HS de diferentes polarizaciones durante un período. Crédito: [Tiec, Novak, 2017]

El detector es sensible solo a la polarización "+". Por lo tanto, es importante tener varios detectores con orientaciones de hombro ligeramente diferentes, de modo que sea posible medir ondas de cualquier polarización: si un detector está orientado a "+", y el segundo a "x", entonces si un detector ve la onda y el otro no, estamos seguros que esta polarización era exactamente "+". Y si ambos vieron una onda de diferentes amplitudes, entonces podemos calcular cuál fue la polarización inicial.

La sensibilidad a la polarización establece un patrón de radiación diferente para dos polarizaciones (es decir, qué puntos del cielo son mejor vistos por el detector).


El patrón del detector para polarizaciones x y +, así como el promedio de dos polarizaciones. Crédito: arXiv: 1501.03765

2. Limitaciones de LIGO

LIGO tiene una sensibilidad increíble: le permite medir el cambio relativo en la longitud del hombro con una precisión de ^10-18 m.

Para medir señales con tal precisión, es necesario eliminar todo tipo de ruido en varias partes del instrumento.

La sensibilidad del detector generalmente se muestra como el nivel de ruido en el detector a diferentes frecuencias en forma de densidad espectral. La densidad espectral refleja la contribución de diferentes ruidos a la señal en la salida del detector (es decir, algo de ruido puede ser significativo en el origen, pero hace una pequeña contribución al ruido en la salida). Por lo general, la densidad espectral se normaliza a la amplitud de las ondas gravitacionales (lo que se llama tensión, $$$h = \ Delta L / L$ )


Las principales contribuciones a la sensibilidad de LIGO a diferentes frecuencias, normalizadas a la amplitud de la cepa GW, $$$h = \ Delta L / L$

Considere algunas de las contribuciones más importantes al ruido:

1. Ruido sísmico (limita las frecuencias <1Hz): cualquier actividad sísmica puede cambiar los espejos. Para aislarse de este ruido, los espejos se suspenden en una suspensión de múltiples etapas, que a su vez se monta en un soporte masivo de varios niveles. Cuanto menor es la frecuencia de resonancia de la suspensión, más ruido se suprime a bajas frecuencias. En principio, no hay restricciones en la calidad de la reducción de ruido.

2. Ruido gravitacional newtoniano (frecuencias límite ~ 1Hz): incluso si los espejos están completamente aislados de los efectos sísmicos directos, el desplazamiento de la superficie de la tierra / piso puede afectar gravitacionalmente a los espejos. Las ondas acústicas que se propagan sobre la superficie de la tierra, por ejemplo, a partir del viento o las olas, cambian ligeramente la distancia desde el espejo al suelo y, por lo tanto, la fuerza de atracción, que puede desplazar los espejos. Es imposible aislarse completamente de esto, esta es una limitación fundamental.

3. Ruido térmico de las suspensiones (frecuencias límite ~ 1-10Hz): el movimiento térmico de las moléculas en suspensiones de espejos conduce a la excitación de las vibraciones en la suspensión, que desplaza a los espejos. Es difícil de suprimir; todo depende de la calidad de los materiales.

4. Ruido térmico de los espejos (limita la sensibilidad desde abajo): movimiento térmico de las moléculas en los revestimientos de los espejos y en el "cuerpo" de los espejos (sustrato). Para un rayo de luz, se ve como el desplazamiento completo del espejo mismo. Limitado a materiales, el ruido técnico más importante.

5. Ruido láser de disparo cuántico (frecuencias> 50Hz): la luz tiene una naturaleza cuántica, los fotones individuales vuelan con un retraso aleatorio con diferentes valores aleatorios. Este retraso es visible como una medición de fase en la salida del interferómetro y limita todas las frecuencias. Cuanto mayor es la potencia de la luz dentro del detector, menos ruido. Límite fundamental, pero puede suprimirse utilizando luz exprimida.

6. Ruido cuántico de la presión de radiación (frecuencia 10–50 Hz): el mismo ruido de disparo conduce a fluctuaciones de potencia dentro del interferómetro y provoca una fuerza aleatoria de presión de radiación en los espejos. Tan fundamental como el ruido de disparo. A diferencia del ruido de disparo, aumenta con el aumento de la potencia de la luz.


Explicación sobre el ruido cuántico. Los fotones individuales producen una fuerza aleatoria de presión de radiación (izquierda). Por otro lado, una distribución aleatoria de fotones en el tiempo conduce a fluctuaciones de amplitud en el fotodetector (derecha). Ambos ruidos dependen de la longitud de onda, la potencia de la luz y la longitud del hombro. El ruido de la presión de radiación es menor, mayor es la masa de los espejos. Crédito: [1].


Sensibilidad al poder de la luz. $$$P_0$ : el ruido de disparo (azul) se reduce y el ruido de presión de radiación (verde) aumenta proporcionalmente.

7. Gas residual en un sistema de vacío (todas las frecuencias, pero no lo limita ahora): el vacío ultra alto en un sistema no siempre es ideal, y las moléculas de gas residual pueden dispersar la luz. Puede ser arbitrariamente pequeño (dependiendo de la calidad de las bombas).

8. Ruidos clásicos del láser (no limitar): la potencia y la frecuencia del láser pueden fluctuar por razones clásicas (ruido térmico, vibración). El sistema láser incluye láseres ultraestables y sistemas de niveles múltiples para monitorear la frecuencia y la potencia del láser.

Todos estos ruidos se pueden dividir en dos grupos: potencia: las fluctuaciones conducen al desplazamiento físico de los espejos (ruidos 1-3 y 6), y las fluctuaciones coordinadas conducen a un cambio en la fase de la luz, pero no desplacen los espejos (ruidos 4,5 y 7).

Ruidos de poder $$$F$ causar sesgo $$$x$ prueba de masa de acuerdo con la ley de Newton $$$m \ ddot {x} = F$ , o en el rango de frecuencia: $$$x (\ Omega) = F (\ Omega) / (m \ Omega ^ 2)$ . Es decir, estos ruidos se pueden reducir aumentando la masa de los espejos.

El diseño LIGO fundamentalmente no puede resolver el problema del ruido newtoniano 2, y sin una revisión completa de los sistemas ópticos, el problema del ruido térmico de los espejos 4.

En más detalles sobre el ruido, puede leer un maravilloso artículo sobre LIGO en Habré .

3. Cómo el nuevo detector resolverá estos problemas

El detector subterráneo KAGRA se unirá a las observaciones el próximo año.

Entonces, el nuevo detector estará ubicado bajo tierra. Esto reducirá el ruido sísmico 1 y, lo más importante, el ruido newtoniano 2: la principal contribución es causada por las ondas superficiales, que casi no son subterráneas.

Dependiendo de dónde se construirá el detector (ahora hay dos opciones principales: en los Países Bajos o en Cerdeña, y posiblemente en Hungría).


Comparación de datos sísmicos en diferentes ubicaciones posibles con el detector AdvancedVirgo en Italia.

Por supuesto, se tomarán los pasos técnicos más obvios para suprimir la sísmica: un nuevo sistema de suspensión para aislamiento pasivo y espejos más pesados ​​de 200 kg cada uno para suprimir todo ruido de potencia.


Una de las estaciones de esquina del telescopio Einstein con muchas cámaras de vacío. Crédito: gwoptics.org

El problema del ruido térmico de los espejos es más complicado. La solución obvia sería enfriar los espejos, reduciendo así el ruido browniano.

Sin embargo, el enfriamiento cambiará las propiedades ópticas de los espejos y aumentará la absorción. Además, es imposible usar grandes poderes de luz con espejos fríos: la absorción en los espejos los calentará y reducirá el enfriamiento a nada. Es decir, ¿necesita enfriar el detector y reducir la potencia de la luz? Esto tampoco funcionará: el ruido de disparo aumentará (4) y la sensibilidad a bajas frecuencias se echará a perder.

Los científicos han encontrado otra solución: usar dos interferómetros en un solo lugar.


Configuración del detector de "xilófono" con dos interferómetros integrados entre sí. Crédito: A. Freise et al, CQG 26 (2009) 085012

Uno estará optimizado para bajas frecuencias, trabajará con espejos enfriados a 20K y usará poca potencia de luz. El ruido de disparo aumentará, pero el detector no se utilizará en frecuencias donde el ruido de disparo es importante. El segundo detector funcionará a temperatura ambiente a alta potencia: esto suprimirá el ruido de disparo a altas frecuencias, pero estropeará la sensibilidad a bajas frecuencias con un mayor ruido de presión de radiación. Pero este detector no se utilizará a bajas frecuencias. Como resultado, la sensibilidad combinada será óptima en todas las frecuencias.


Detector de baja frecuencia ET-D-LF con espejos refrigerados y baja potencia (y baja presión de radiación de ruido), y ET-D-HF de alta frecuencia con alta potencia (y bajo ruido de disparo). Crédito: [1]

Otro problema de la nueva generación de detectores: en el momento de la construcción, será el único con tanta sensibilidad. En primer lugar, no será posible distinguir una ráfaga aleatoria de una señal si no es posible verificar la coincidencia entre los detectores. En segundo lugar, no será posible medir diferentes polarizaciones de ondas gravitacionales. Los científicos proponen construir no un detector, sino tres con diferentes orientaciones (en forma de triángulo, como en la imagen).


El concepto de una configuración triangular del detector (izquierda); túneles con diferentes hombros (derecha).

Esto mejorará el patrón de radiación del detector y registrará muchos más eventos:


Comparación del patrón de radiación de un detector (izquierda) y tres detectores en una configuración triangular (derecha).

Permítame recordarle que cada uno de ellos consistirá en dos: uno para frecuencias bajas y el otro para frecuencias altas. Como resultado, seis detectores se ubicarán en un triángulo.



Todos estos trucos aumentarán la sensibilidad de los detectores al menos en un orden de magnitud.
Dicha sensibilidad aumentará el rango de observación casi hasta el límite del Universo visible, vea la fusión del BH de la primera generación de estrellas y observe constantemente la fusión de los agujeros negros y las estrellas de neutrones.

Un aumento de la sensibilidad a bajas frecuencias permitirá observar etapas anteriores de la fusión de objetos y obtener más información sobre sus parámetros.

Las altas frecuencias permitirán observar la evolución de un agujero negro o una estrella de neutrones formada como resultado de la fusión. Este modo es más interesante para verificar la relatividad general y las posibles alternativas. Por ejemplo, el eco de ondas gravitacionales se puede observar precisamente a altas frecuencias.


Comparación de la sensibilidad de ET y LIGO-Virgo

Pero lo más importante es que no será solo un detector, sino toda una infraestructura que permitirá aumentar la sensibilidad del detector durante muchas décadas.

4. Conclusión

Lo que no mencioné

Todavía no he discutido una parte tan importante de ET como los sistemas de supresión de ruido cuántico que utilizan luz comprimida dependiente de la frecuencia. Puede leer más sobre la luz comprimida en un excelente artículo sobre Habré . Planeo hablar más sobre el ruido cuántico en el detector en un artículo futuro.

Además, ET utilizará la llamada rigidez óptica: amplificación de señal debido a la interacción no lineal entre el oscilador mecánico y la luz dentro de los resonadores. Más información sobre la optomecánica cuántica, la ciencia de la interacción entre los sistemas mecánicos y la luz, pronto en Habré;)

Por supuesto, mencioné solo las características más básicas de ET, hay muchos detalles: bienvenido a los comentarios.

Además, no mencioné que la construcción de un telescopio terrestre Cosmic Explorer de 40 km aún más largo está planeado en los EE. UU., Pero su diseño aún está menos desarrollado que el ET, por lo que no le daré detalles interesantes.

Estado del telescopio de Einstein

ET aún no ha recibido la aprobación de la Comisión Europea. Los países individuales invierten en investigación preliminar. La colaboración se está formando gradualmente. Puede leer el sitio web oficial e incluso unirse a la colaboración firmando una Carta de intención .

Según el plan, en el próximo año o dos, Europa considerará la solicitud de creación y aprobará la ubicación. El lanzamiento de ET en este caso ocurrirá a principios de la década de 2030.


Una opción es un triángulo en la frontera de Alemania, Bélgica y los Países Bajos, ubicado de modo que en cada país haya una estación de esquina. Será un símbolo de una Europa unida.

Noticias LIGO

Mientras tanto, LIGO anunció los resultados del procesamiento de datos del ciclo de observación de O2 anterior: había cuatro nuevas fusiones de agujeros negros más. Por lo tanto, durante todo el tiempo, LIGO ya ha visto 10 fusiones de agujeros negros y una fusión de estrellas de neutrones. Mañana se presentarán oficialmente todos los datos, y complementaré el artículo con algunos detalles.

UPD: Entonces, se publicó un nuevo catálogo de ondas gravitacionales en arXiv , junto con un análisis actualizado de datos para todos los eventos. No hay descubrimientos sensacionales, pero ya hemos visto 10 fusiones de agujeros negros, y esto en sí mismo es maravilloso.

Todos nosotros los conocemos agujeros negros (masas solares) y estrellas de neutrones, incluidas las observaciones de LIGO-Virgo. Puedes verlo en línea. Crédito: LIGO-Virgo / Frank Elavsky / Northwestern

Mientras tanto, los detectores están en plena marcha para aumentar su sensibilidad, y los detectores están programados para lanzarse en la primavera de 2019 en el nuevo ciclo anual de observación de O3. La sensibilidad será tan grande que se planea en promedio observar un evento por semana. En el verano de 2019, según el plan, el detector japonés KARGA se unirá a dos detectores LIGO y un detector Virgo.

Este ciclo de O3 será interesante para la ciencia abierta, ya que ahora todos los posibles candidatos para fusiones se anunciarán en tiempo real junto con una evaluación de su fuente, lo que permitirá a todos los interesados ​​hacer observaciones en otros rangos. Más detalles aquí .

La era de la astronomía de ondas gravitacionales recién comienza, hay muchas cosas interesantes por delante. Estén atentos!

También los invito a leer publicaciones anteriores, donde les digo por qué es tan importante observar las estrellas de neutrones en los GB , qué física interesante nos permite estudiar las fusiones de agujeros negros y cómo LIGO puede funcionar en general si los GB extienden la luz con el espacio.