Télescope Einstein: détecteur d'ondes gravitationnelles de nouvelle génération

Plus long, plus puissant, plus précisément - l'Europe va construire une nouvelle génération de détecteur d'ondes gravitationnelles appelé Einstein Telescope .


Art conceptuel du télescope Einstein, crédit: www.gwoptics.org

Le détecteur AdvancedLIGO vient de commencer à fonctionner il y a quelques années et n'a même pas atteint la sensibilité prévue. Cependant, il est évident pour les scientifiques que la sensibilité LIGO ne sera pas suffisante pour une véritable astronomie des ondes gravitationnelles.

Je parlerai des limites du LIGO et de la façon dont un détecteur cryogénique souterrain 2,5 fois plus long que le LIGO pourra contourner ces restrictions.

1. Introduction aux principes de fonctionnement du détecteur GV

Tout d'abord, je rappelle brièvement comment LIGO détecte les ondes gravitationnelles et définit certains concepts.


Détecteur LIGO - Interféromètre de Michelson. Les ondes gravitationnelles étirent une épaule et pressent l'autre, la phase relative de la lumière sur le séparateur de faisceau change et une image d'interférence apparaît à la sortie. Crédit d'image: induction.info

1.1 Principe de fonctionnement

Les ondes gravitationnelles (GW) sont de petites perturbations de la métrique espace-temps. Ils surviennent lors du mouvement asymétrique de corps massifs, par exemple, lorsque deux trous noirs fusionnent. Ces perturbations entraînent une modification de la définition de la distance entre l'objet («étirer» et «comprimer» la distance). Le détecteur d'ondes gravitationnelles est conçu pour vous permettre de mesurer ce changement de distance à l'aide de lasers. Dans la version la plus simple, le détecteur est un interféromètre de Michelson, où les bras du détecteur sont équilibrés de sorte qu'en raison d'interférences constructives, toute la lumière est réfléchie vers la source, et la deuxième sortie du diviseur de faisceau en raison d'interférences destructrices reste sombre.

Lorsque les en-têtes atteignent le détecteur, ils étirent une épaule et pressent l'autre, ce qui modifie le motif d'interférence à la sortie de l'interféromètre et permet d'enregistrer le signal.
Dans un article précédent, j'ai expliqué que le détecteur GV n'est pas une règle, mais une horloge, c'est-à-dire mesure le retard relatif de la lumière dans deux bras causé par une onde gravitationnelle. J'ai également montré que le changement relatif de la phase de la lumière:

$$

$$\ phi = L / \ lambda$$

Cette équation explique pourquoi les détecteurs sont si longs: cela vous permet d'augmenter la sensibilité.

Pour augmenter encore la sensibilité, les scientifiques ont mis au point des résonateurs optiques. Ils permettent à la lumière de voyager plusieurs fois dans l'épaule $$$\ mathcal {N}$augmentant efficacement la longueur des épaules $$$\ mathcal {N}$fois.

De plus, le signal à la sortie du détecteur est proportionnel à la puissance lumineuse à l'intérieur du détecteur, de sorte que les résonateurs résolvent deux problèmes à la fois, car ils amplifient la puissance lumineuse.

1.2 Polarisation des ondes gravitationnelles

Les ondes gravitationnelles sont polarisées: elles peuvent être soit «+» (par rapport au détecteur - étirez une épaule et serrez l'autre), soit «x» (étirez / serrez les deux épaules en même temps).


Déplacement de masses d'essai (billes) sous l'action de HS de polarisations différentes pendant une période. Crédit: [Tiec, Novak, 2017]

Le détecteur n'est sensible qu'à la polarisation «+». Par conséquent, il est important d'avoir plusieurs détecteurs avec des orientations d'épaulement légèrement différentes, afin qu'il soit possible de mesurer des ondes de toute polarisation: si un détecteur est orienté vers "+", et le second vers "x", alors si un détecteur voit l'onde et l'autre pas, nous sommes sûrs que cette polarisation était exactement "+". Et si les deux ont vu une onde d'amplitudes différentes, alors nous pouvons calculer quelle était la polarisation initiale.

La sensibilité à la polarisation définit un diagramme de rayonnement différent pour deux polarisations (c'est-à-dire, quels points dans le ciel sont les mieux visibles par le détecteur).


Le modèle du détecteur à polarisations x et +, ainsi que la moyenne sur deux polarisations. Crédits: arXiv: 1501.03765

2. Limitations de LIGO

LIGO a une sensibilité incroyable: il vous permet de mesurer la variation relative de la longueur des épaules avec une précision de 10 à ¹⁸ m.

Pour mesurer des signaux avec une telle précision, il est nécessaire de se débarrasser de toutes sortes de bruit dans diverses parties de l'instrument.

La sensibilité du détecteur est généralement indiquée comme le niveau de bruit dans le détecteur à différentes fréquences sous forme de densité spectrale. La densité spectrale reflète la contribution de différents bruits au signal à la sortie du détecteur (c'est-à-dire que certains bruits peuvent être importants à l'origine, mais apportent une petite contribution au bruit à la sortie). Habituellement, la densité spectrale est normalisée à l'amplitude des ondes gravitationnelles (ce qu'on appelle la déformation, $$$h = \ Delta L / L$)


Les principales contributions à la sensibilité du LIGO à différentes fréquences, normalisées à l'amplitude de la déformation GW, $$$h = \ Delta L / L$

Considérez certaines des contributions les plus importantes au bruit:

1. Bruit sismique (limite les fréquences <1 Hz): toute activité sismique peut déplacer les miroirs. Pour isoler de ce bruit, les miroirs sont suspendus sur une suspension à plusieurs étages, qui à son tour est montée sur un support massif à plusieurs niveaux. Plus la fréquence de résonance de la suspension est faible, plus le bruit aux basses fréquences est supprimé. En principe, il n'y a aucune restriction sur la qualité de la réduction du bruit.

2. Bruit gravitationnel newtonien (fréquences limites ~ 1 Hz): même si les miroirs sont complètement isolés des effets sismiques directs, le déplacement de la surface de la terre / du sol peut affecter les miroirs par gravitation. Les ondes acoustiques se propageant à la surface de la terre, par exemple du vent ou des vagues, modifient légèrement la distance du miroir au sol, et donc la force d'attraction, qui peut déplacer les miroirs. Il est impossible de s'en isoler complètement, c'est une limitation fondamentale.

3. Bruit thermique des suspensions (limites de fréquences ~ 1-10 Hz): le mouvement thermique des molécules dans les suspensions des miroirs entraîne l'excitation des vibrations dans la suspension, qui déplace les miroirs. Il est difficile de supprimer, tout dépend de la qualité des matériaux.

4. Bruit thermique des miroirs (limite la sensibilité par le bas): mouvement thermique des molécules dans les revêtements des miroirs et dans le «corps» des miroirs (substrat). Pour un rayon de lumière, il ressemble à tout le déplacement du miroir lui-même. Limité aux matériaux, le bruit technique le plus important.

5. Bruit de tir quantique laser (fréquences> 50 Hz): la lumière a une nature quantique, les photons individuels volent avec un retard aléatoire avec différentes valeurs aléatoires. Ce retard est visible comme une mesure de phase à la sortie de l'interféromètre et limite toutes les fréquences. Plus la puissance lumineuse à l'intérieur du détecteur est élevée, moins il y a de bruit. Limite fondamentale, mais peut être supprimée en utilisant de la lumière comprimée.

6. Bruit quantique de pression de rayonnement (fréquence 10–50 Hz): le même bruit de grenaille entraîne des fluctuations de puissance à l'intérieur de l'interféromètre et provoque une force aléatoire de pression de rayonnement sur les miroirs. Aussi fondamental que le bruit de tir. Contrairement au bruit de tir, augmente avec l'augmentation de la puissance lumineuse.


Explication sur le bruit quantique. Les photons simples produisent une force aléatoire de pression de rayonnement (à gauche). En revanche, une distribution aléatoire des photons dans le temps entraîne des fluctuations d'amplitude sur le photodétecteur (à droite). Les deux bruits dépendent de la longueur d'onde, de la puissance lumineuse et de la longueur des épaules. Le bruit de la pression de radiation est moindre, plus la masse des miroirs est grande. Crédit: [1].


Sensibilité à la puissance lumineuse $$$P_0$: le bruit de grenaille (bleu) est réduit et le bruit de pression de rayonnement (vert) est proportionnellement augmenté.

7. Gaz résiduel dans un système à vide (toutes les fréquences, mais ne le limite pas maintenant): un vide ultra-élevé dans un système n'est pas toujours idéal, et les molécules de gaz résiduelles peuvent diffuser la lumière. Elle peut être arbitrairement petite (en fonction de la qualité des pompes).

8. Bruits laser classiques (ne pas limiter): la puissance et la fréquence du laser peuvent fluctuer pour des raisons classiques (bruit thermique, vibration). Le système laser comprend des lasers ultra stables et des systèmes à plusieurs niveaux pour surveiller la fréquence et la puissance du laser.

Tous ces bruits peuvent être divisés en deux groupes: les fluctuations de puissance entraînent un déplacement physique des miroirs (bruits 1-3 et 6), et les fluctuations de coordonnées conduisent à un changement de la phase de la lumière, mais ne déplacent pas les miroirs (bruits 4,5 et 7).

Bruits de puissance $$$F$provoquer un biais $$$x$masse d'essai selon la loi de Newton $$$m \ ddot {x} = F$, ou dans la gamme de fréquences: $$$x (\ Omega) = F (\ Omega) / (m \ Omega ^ 2)$. Autrement dit, ces bruits peuvent être réduits en augmentant la masse des miroirs.

La conception LIGO ne peut fondamentalement pas résoudre le problème du bruit newtonien 2, et sans une refonte complète des systèmes optiques, le problème du bruit thermique des miroirs 4.

Plus de détails sur le bruit, vous pouvez lire dans un merveilleux article sur LIGO sur Habré .

3. Comment le nouveau détecteur résoudra ces problèmes

Le détecteur souterrain KAGRA se joindra aux observations l'année prochaine.

Ainsi, le nouveau détecteur sera situé sous terre. Cela réduira le bruit sismique 1 et, plus important encore, le bruit newtonien 2: la principale contribution à celui-ci est causée par les ondes de surface, qui ne sont presque pas souterraines.

Selon l'endroit où le détecteur sera construit (il existe maintenant deux options principales - aux Pays-Bas ou en Sardaigne, et éventuellement en Hongrie).


Comparaison des données sismiques dans différents emplacements possibles avec le détecteur AdvancedVirgo en Italie.

Bien sûr, les mesures techniques les plus évidentes pour supprimer la sismique seront prises: un nouveau système de suspension pour l'isolement passif et des miroirs plus lourds de 200 kg chacun pour supprimer tous les bruits de puissance.


L'une des stations d'angle du télescope Einstein avec de nombreuses chambres à vide. Crédit: gwoptics.org

Le problème du bruit thermique des miroirs est plus compliqué. La solution évidente serait de refroidir les miroirs, réduisant ainsi le bruit brownien.

Cependant, le refroidissement modifiera les propriétés optiques des miroirs et augmentera l'absorption. De plus, il est impossible d'utiliser de grandes puissances lumineuses avec des miroirs froids: l'absorption dans les miroirs les chauffera et réduira le refroidissement à rien. Autrement dit, avez-vous besoin de refroidir le détecteur et de réduire la puissance lumineuse? Cela ne fonctionnera pas non plus - le bruit de tir augmentera (4) et la sensibilité aux basses fréquences sera gâchée.

Les scientifiques ont trouvé une autre solution: utiliser deux interféromètres au même endroit.


Configuration du détecteur «xylophone» avec deux interféromètres intégrés l'un à l'autre. Crédit: A. Freise et al, CQG 26 (2009) 085012

L'un sera optimisé pour les basses fréquences, fonctionnera avec des miroirs refroidis à 20K et utilisera une faible puissance lumineuse. Le bruit de tir augmentera, mais le détecteur ne sera pas utilisé à des fréquences où le bruit de tir est important. Le deuxième détecteur fonctionnera à température ambiante à haute puissance: cela supprimera le bruit de tir aux hautes fréquences, mais gâchera la sensibilité aux basses fréquences avec un bruit accru de pression de rayonnement. Mais ce détecteur ne sera pas utilisé aux basses fréquences. En conséquence, la sensibilité combinée sera optimale à toutes les fréquences.


Détecteur basse fréquence ET-D-LF avec miroirs refroidis et faible puissance (et pression de rayonnement à faible bruit), et ET-D-HF haute fréquence à haute puissance (et faible bruit de grenaille). Crédit: [1]

Autre problème de la nouvelle génération de détecteurs: au moment de la construction, ce sera le seul à avoir une telle sensibilité. Premièrement, il ne sera pas possible de distinguer une rafale aléatoire d'un signal s'il n'est pas possible de vérifier la coïncidence entre les détecteurs. Deuxièmement, il ne sera pas possible de mesurer différentes polarisations des ondes gravitationnelles. Les scientifiques proposent de construire non pas un détecteur, mais trois avec des orientations différentes (sous la forme d'un triangle, comme sur la photo).


Le concept d'une configuration triangulaire du détecteur (à gauche); tunnels avec différentes épaules (à droite).

Cela améliorera le diagramme de rayonnement du détecteur et enregistrera beaucoup plus d'événements:


Comparaison du diagramme de rayonnement d'un détecteur (à gauche) et de trois détecteurs en configuration triangulaire (à droite).

Permettez-moi de vous rappeler que chacun d'eux se composera de deux: l'un pour les basses fréquences et l'autre pour les hautes fréquences. En conséquence, six détecteurs seront situés dans un triangle.



Toutes ces astuces augmenteront la sensibilité des détecteurs d'au moins un ordre de grandeur.
Une telle sensibilité augmentera la plage d'observation presque jusqu'à la limite de l'Univers visible, assistera à la fusion du BH de la première génération d'étoiles et observera constamment la fusion des trous noirs et des étoiles à neutrons.

Une augmentation de la sensibilité aux basses fréquences permettra d'observer les premières étapes de la fusion des objets et d'obtenir plus d'informations sur leurs paramètres.

Les hautes fréquences permettront d'observer l'évolution d'un trou noir ou d'une étoile à neutrons formée par fusion. Ce mode est très intéressant pour vérifier la relativité générale et les alternatives possibles. Par exemple, l' écho des ondes gravitationnelles peut être observé avec précision aux hautes fréquences.


Comparaison de la sensibilité de ET et LIGO-Virgo

Mais le plus important est que ce ne sera pas seulement un détecteur, mais toute une infrastructure qui permettra d'augmenter la sensibilité du détecteur pendant de nombreuses décennies.

4. Conclusion

Ce que je n'ai pas mentionné

Je n'ai pas encore discuté d'une partie aussi importante de l'ET que les systèmes de suppression de bruit quantique utilisant une lumière comprimée dépendante de la fréquence. Vous pouvez en savoir plus sur la lumière compressée dans un excellent article sur Habré . Je prévois de parler davantage du bruit quantique dans le détecteur dans un prochain article.

De plus, ET utilisera ce que l'on appelle la rigidité optique - amplification du signal due à l'interaction non linéaire entre l'oscillateur mécanique et la lumière à l'intérieur des résonateurs. En savoir plus sur l'optomécanique quantique - la science de l'interaction entre les systèmes mécaniques et la lumière - bientôt sur Habré;)

Bien sûr, je n'ai abordé que les fonctionnalités les plus élémentaires d'ET, il y a beaucoup de détails - bienvenue dans les commentaires.

De plus, je n'ai pas mentionné que la construction d'un télescope au sol Cosmic Explorer encore plus long de 40 km est prévue aux États-Unis, mais sa conception est encore moins développée que ET, donc je ne vous donnerai aucun détail intéressant.

Statut du télescope Einstein

ET n'a pas encore reçu l'approbation de la Commission européenne. Chaque pays investit dans des recherches préliminaires. La collaboration se forme progressivement. Vous pouvez lire le site officiel et même rejoindre la collaboration en signant une lettre d'intention .

Selon le plan, dans un an ou deux, l'Europe examinera la demande de création et approuvera l'emplacement. Le lancement ET dans ce cas aura lieu au début des années 2030.


Une option est un triangle à la frontière de l'Allemagne, de la Belgique et des Pays-Bas, situé de telle sorte que dans chaque pays, il y aura une station de coin. Ce sera le symbole d'une Europe unie.

Nouvelles LIGO

Parallèlement, LIGO a annoncé les résultats du traitement des données du précédent cycle d'observation de l'O2: il y a eu quatre nouvelles fusions de trous noirs. Ainsi, pendant tout ce temps, LIGO a déjà vu 10 fusions de trous noirs et une fusion d'étoiles à neutrons. Demain, toutes les données seront officiellement présentées, et je compléterai l'article avec quelques détails.

UPD: Ainsi, un nouveau catalogue d'ondes gravitationnelles a été publié sur arXiv , ainsi qu'une analyse mise à jour des données pour tous les événements. Il n'y a pas de découvertes sensationnelles, mais nous avons déjà vu 10 fusions de trous noirs, et cela en soi est merveilleux.

Nous connaissons tous les trous noirs (masses solaires) et les étoiles à neutrons, y compris les observations de LIGO-Virgo. Vous pouvez le regarder en ligne. Crédit: LIGO-Virgo / Frank Elavsky / Northwestern

Entre-temps, les détecteurs battent leur plein pour augmenter leur sensibilité et devraient être lancés au printemps 2019 dans le cadre du nouveau cycle annuel d'observation d'O3. La sensibilité sera si grande qu'il est prévu en moyenne d'observer un événement par semaine. À l'été 2019, selon le plan, le détecteur japonais KARGA joindra deux détecteurs LIGO et un détecteur Virgo.

Ce cycle O3 sera intéressant pour la science ouverte, car désormais tous les candidats potentiels à des fusions seront annoncés en temps réel avec une évaluation de leur source, ce qui permettra à tous les intéressés de faire des observations dans d'autres gammes. Plus de détails ici .

L'ère de l'astronomie des ondes gravitationnelles ne fait que commencer, il y a beaucoup de choses intéressantes à venir. Restez à l'écoute!

Je vous invite également à lire les publications précédentes, où je vous explique pourquoi l'observation des étoiles à neutrons dans les GB est si importante, quelle physique intéressante nous permet d'étudier les fusions de trous noirs et comment LIGO peut fonctionner en général si les GB étirent la lumière avec l'espace.