Einstein Telescope: detektor gelombang gravitasi generasi baru

Lebih lama, lebih kuat, lebih tepatnya - Eropa akan membangun generasi baru detektor gelombang gravitasi yang disebut Teleskop Einstein .


Seni konsep Teleskop Einstein, kredit: www.gwoptics.org

Detektor AdvancedLIGO baru saja mulai bekerja beberapa tahun yang lalu, dan bahkan belum mencapai sensitivitas yang direncanakan. Namun, jelas bagi para ilmuwan bahwa sensitivitas LIGO tidak akan cukup untuk astronomi gelombang gravitasi yang sebenarnya.

Saya akan berbicara tentang apa yang membatasi LIGO, dan bagaimana detektor cryogenic bawah tanah 2,5 kali lebih lama dari LIGO akan dapat menghindari pembatasan ini.

1. Pengantar prinsip pengoperasian detektor GV

Pertama, saya ingat secara singkat bagaimana LIGO mendeteksi gelombang gravitasi, dan mendefinisikan beberapa konsep.


LIGO Detector - Michelson Interferometer. Gelombang gravitasi meregangkan satu bahu dan menekan yang lain, fase relatif cahaya pada berkas splitter berubah, dan gambar interferensi muncul di output. Kredit gambar: induced.info

1.1 Prinsip operasi

Gelombang gravitasi (GW) adalah gangguan kecil dari metrik ruang-waktu. Mereka muncul selama gerakan asimetris dari benda besar, misalnya, ketika dua lubang hitam bergabung. Gangguan ini menyebabkan perubahan definisi jarak antara objek ("peregangan" dan "kompres" jarak). Detektor gelombang gravitasi dirancang sedemikian rupa sehingga memungkinkan Anda mengukur perubahan jarak ini menggunakan laser. Dalam versi paling sederhana, detektor adalah interferometer Michelson, di mana lengan detektor seimbang sehingga karena interferensi konstruktif semua cahaya dipantulkan ke sumbernya, dan output kedua pembagi berkas akibat interferensi destruktif tetap gelap.

Ketika header mencapai detektor, mereka merentangkan satu bahu dan menekan yang lain, yang mengubah pola interferensi pada output interferometer dan memungkinkan sinyal direkam.
Dalam artikel sebelumnya, saya menjelaskan bahwa detektor GV bukan penggaris, tetapi jam, mis. mengukur keterlambatan cahaya relatif pada dua lengan yang disebabkan oleh gelombang gravitasi. Saya juga menunjukkan bahwa perubahan relatif dalam fase cahaya:

$$

$$\ phi = L / \ lambda$$

Persamaan ini menjelaskan mengapa detektor dibuat begitu lama: ini memungkinkan Anda untuk meningkatkan sensitivitas.

Untuk lebih meningkatkan sensitivitas, para ilmuwan datang dengan menggunakan resonator optik. Mereka memungkinkan cahaya untuk melakukan perjalanan di bahu beberapa kali $$$\ mathcal {N}$ efektif meningkatkan panjang bahu $$$\ mathcal {N}$ kali.

Juga, sinyal pada pintu keluar dari detektor sebanding dengan kekuatan cahaya di dalam detektor, sehingga resonator memecahkan dua masalah sekaligus, karena mereka memperkuat daya cahaya.

1.2 Polarisasi gelombang gravitasi

Gelombang gravitasi terpolarisasi: mereka bisa "+" (relatif terhadap detektor - meregangkan satu bahu dan meremas yang lain), atau "x" (meregangkan / meremas kedua bahu pada saat yang sama).


Pemindahan massa uji (bola) di bawah aksi HS polarisasi berbeda selama satu periode. Kredit: [Tiec, Novak, 2017]

Detektor sensitif terhadap polarisasi "+" saja. Oleh karena itu, penting untuk memiliki beberapa detektor dengan orientasi bahu yang sedikit berbeda sehingga memungkinkan untuk mengukur gelombang polarisasi apa pun: jika satu detektor berorientasi ke "+" dan yang kedua ke "x", maka jika satu detektor melihat gelombang dan yang lainnya tidak, kami yakin bahwa polarisasi ini persis "+". Dan jika keduanya melihat gelombang amplitudo yang berbeda, maka kita dapat menghitung apa polarisasi awalnya.

Sensitivitas terhadap polarisasi menetapkan pola radiasi yang berbeda untuk dua polarisasi (mis., Titik-titik di langit paling baik dilihat oleh detektor).


Pola detektor untuk x dan + polarisasi, serta rata-rata lebih dari dua polarisasi. Kredit: arXiv: 1501.03765

2. Keterbatasan LIGO

LIGO memiliki sensitivitas luar biasa: memungkinkan Anda mengukur perubahan relatif pada panjang bahu dengan akurasi 10 ^-18 m.

Untuk mengukur sinyal dengan ketepatan seperti itu, perlu untuk menghilangkan semua jenis kebisingan di berbagai bagian instrumen.

Sensitivitas detektor biasanya ditampilkan sebagai tingkat kebisingan di detektor pada frekuensi yang berbeda dalam bentuk kepadatan spektral. Kepadatan spektral mencerminkan kontribusi suara yang berbeda terhadap sinyal pada keluaran detektor (mis., Beberapa noise mungkin signifikan pada titik asal, tetapi memberikan kontribusi kecil terhadap noise pada output). Biasanya kepadatan spektral dinormalisasi dengan amplitudo gelombang gravitasi (apa yang disebut regangan, $$$h = \ Delta L / L$ )


Kontribusi utama pada sensitivitas LIGO pada frekuensi yang berbeda, dinormalisasi dengan amplitudo gW, $$$h = \ Delta L / L$

Pertimbangkan beberapa kontribusi paling penting terhadap kebisingan:

1. Seismic noise (membatasi frekuensi <1Hz): setiap aktivitas seismik dapat menggeser cermin. Untuk mengisolasi dari kebisingan ini, cermin ditangguhkan pada suspensi multi-tahap, yang pada gilirannya dipasang pada dudukan besar multi-level. Semakin rendah frekuensi resonansi suspensi, semakin banyak noise pada frekuensi rendah ditekan. Pada prinsipnya, tidak ada batasan pada kualitas pengurangan kebisingan.

2. Kebisingan gravitasi Newton (batas frekuensi ~ 1 Hz): bahkan jika cermin sepenuhnya terisolasi dari efek seismik langsung, perpindahan permukaan bumi / lantai dapat mempengaruhi cermin secara gravitasi. Gelombang akustik merambat di permukaan bumi, misalnya, dari angin atau gelombang, sedikit mengubah jarak dari cermin ke tanah, dan karenanya kekuatan tarik-menarik, yang dapat menggeser cermin. Tidak mungkin untuk sepenuhnya mengisolasi dari ini, ini adalah batasan mendasar.

3. Kebisingan termal suspensi (batas frekuensi ~ 1-10Hz): gerakan termal molekul dalam suspensi cermin mengarah ke eksitasi getaran dalam suspensi, yang menggantikan cermin. Sulit untuk ditekan, semuanya tergantung pada kualitas bahan.

4. Kebisingan termal cermin (membatasi sensitivitas dari bawah): gerakan termal molekul dalam lapisan cermin, dan dalam "tubuh" cermin (substrat). Untuk sinar cahaya, sepertinya seluruh perpindahan cermin itu sendiri. Terbatas pada bahan, kebisingan teknis yang paling penting.

5. Suara laser tembakan kuantum (frekuensi> 50Hz): cahaya memiliki sifat kuantum, masing-masing foton terbang dengan penundaan acak dengan nilai acak berbeda. Penundaan ini terlihat sebagai pengukuran fase pada output interferometer, dan membatasi semua frekuensi. Semakin besar daya cahaya di dalam detektor, semakin sedikit noise. Batas fundamental, tetapi bisa ditekan menggunakan cahaya terjepit.

6. Kebisingan kuantum dari tekanan radiasi (frekuensi 10–50 Hz): bunyi tembakan yang sama menyebabkan fluktuasi daya di dalam interferometer dan menyebabkan gaya acak tekanan radiasi pada cermin. Sama mendasarnya dengan suara tembakan. Tidak seperti noise tembakan, meningkat dengan meningkatnya kekuatan cahaya.


Penjelasan tentang kebisingan kuantum. Foton tunggal menghasilkan gaya acak tekanan radiasi (kiri). Di sisi lain, distribusi acak foton dalam waktu menyebabkan fluktuasi amplitudo pada photodetector (kanan). Kedua kebisingan tergantung pada panjang gelombang, kekuatan cahaya dan panjang bahu. Kebisingan tekanan radiasi kurang, semakin besar massa cermin. Kredit: [1].


Sensitivitas terhadap kekuatan cahaya $$$P_0$ : noise tembakan (biru) berkurang, dan noise tekanan radiasi (hijau) meningkat secara proporsional.

7. Gas residu dalam sistem vakum (semua frekuensi, tetapi tidak membatasi sekarang): vakum ultra tinggi dalam suatu sistem selalu tidak ideal, dan molekul gas residu dapat menyebarkan cahaya. Ini bisa menjadi kecil secara sewenang-wenang (tergantung pada kualitas pompa).

8. Suara laser klasik (jangan batasi): daya dan frekuensi laser dapat berfluktuasi karena alasan klasik (gangguan termal, getaran). Sistem laser mencakup laser ultra-stabil dan sistem multi-level untuk memantau frekuensi dan kekuatan laser.

Semua suara ini dapat dibagi menjadi dua kelompok: fluktuasi daya - menyebabkan perpindahan fisik cermin (suara 1-3 dan 6), dan fluktuasi koordinat - mengarah pada perubahan fase cahaya, tetapi jangan menggeser cermin (suara 4,5 dan 7).

Suara kekuatan $$$F$ menyebabkan bias $$$x$ Tes massa menurut hukum Newton $$$m \ ddot {x} = F$ , atau dalam rentang frekuensi: $$$x (\ Omega) = F (\ Omega) / (m \ Omega ^ 2)$ . Artinya, suara-suara ini dapat dikurangi dengan meningkatkan massa cermin.

Desain LIGO pada dasarnya tidak dapat menyelesaikan masalah kebisingan Newton 2, dan tanpa perombakan lengkap sistem optik, masalah kebisingan termal cermin 4.

Untuk detail lebih lanjut tentang kebisingan, Anda dapat membaca di artikel yang bagus tentang LIGO di Habré .

3. Bagaimana detektor baru akan menyelesaikan masalah ini

Detektor bawah tanah KAGRA akan bergabung dengan pengamatan tahun depan.

Jadi, detektor baru akan berada di bawah tanah. Ini akan mengurangi kebisingan seismik 1, dan, yang paling penting, kebisingan Newton 2: kontribusi utama disebabkan oleh gelombang permukaan, yang hampir tidak ada di bawah tanah.

Tergantung di mana detektor akan dibangun (sekarang ada dua opsi utama - di Belanda atau di Sardinia, dan mungkin di Hongaria).


Perbandingan data seismik di berbagai lokasi yang memungkinkan dengan detektor AdvancedVirgo di Italia.

Tentu saja, langkah-langkah teknis yang paling jelas akan diambil untuk menekan seismik: sistem suspensi baru untuk isolasi pasif dan cermin lebih berat masing-masing 200 kg untuk menekan semua kebisingan daya.


Salah satu stasiun sudut teleskop Einstein dengan banyak ruang hampa udara. Kredit: gwoptics.org

Masalah kebisingan termal cermin lebih rumit. Solusi yang jelas adalah mendinginkan cermin, sehingga mengurangi kebisingan Brown.

Namun, pendinginan akan mengubah sifat optik cermin, dan meningkatkan penyerapan. Selain itu, tidak mungkin untuk menggunakan kekuatan cahaya yang besar dengan cermin dingin: penyerapan di cermin akan memanaskannya dan mengurangi pendinginan menjadi nol. Artinya, apakah Anda perlu mendinginkan detektor dan mengurangi daya cahayanya? Ini juga tidak akan berfungsi - noise tembakan akan meningkat (4), dan sensitivitas pada frekuensi rendah akan rusak.

Para ilmuwan telah menemukan solusi lain: gunakan dua interferometer di satu tempat.


Konfigurasi detektor "Gambang" dengan dua interferometer tertanam satu sama lain. Kredit: A. Freise et al, CQG 26 (2009) 085012

Satu akan dioptimalkan untuk frekuensi rendah, bekerja dengan cermin yang didinginkan hingga 20K, dan menggunakan daya cahaya yang rendah. Suara tembakan akan meningkat, tetapi detektor tidak akan digunakan pada frekuensi di mana suara bising penting. Detektor kedua akan beroperasi pada suhu kamar pada daya tinggi: ini akan menekan suara tembakan pada frekuensi tinggi, tetapi akan merusak sensitivitas pada frekuensi rendah dengan meningkatnya kebisingan tekanan radiasi. Tetapi detektor ini tidak akan digunakan pada frekuensi rendah. Hasilnya, sensitivitas gabungan akan optimal di semua frekuensi.


Detektor frekuensi rendah ET-D-LF dengan cermin dingin dan daya rendah (dan tekanan radiasi noise rendah), dan ET-D-HF frekuensi tinggi dengan daya tinggi (dan noise tembakan rendah). Kredit: [1]

Masalah lain dari generasi detektor baru: pada saat konstruksi, itu akan menjadi satu-satunya dengan sensitivitas seperti itu. Pertama, tidak mungkin untuk membedakan semburan acak dari sinyal jika tidak mungkin untuk memeriksa kebetulan antara kedua detektor. Kedua, tidak mungkin untuk mengukur polarisasi gelombang gravitasi yang berbeda. Para ilmuwan mengusulkan bangunan bukan hanya satu detektor, tetapi tiga dengan orientasi yang berbeda (dalam bentuk segitiga, seperti pada gambar).


Konsep konfigurasi segitiga detektor (kiri); terowongan dengan bahu berbeda (kanan).

Ini akan meningkatkan pola radiasi detektor dan merekam lebih banyak peristiwa:


Perbandingan pola radiasi satu detektor (kiri) dan tiga detektor dalam konfigurasi segitiga (kanan).

Biarkan saya mengingatkan Anda bahwa masing-masing terdiri dari dua: satu untuk frekuensi rendah, dan yang lainnya untuk frekuensi tinggi. Sebagai hasilnya, enam detektor akan ditempatkan dalam segitiga.



Semua trik ini akan meningkatkan sensitivitas detektor dengan setidaknya urutan besarnya.
Sensitivitas seperti itu akan meningkatkan jangkauan pengamatan hampir ke batas Alam Semesta yang terlihat, melihat penggabungan BH dari generasi bintang pertama dan mengamati penggabungan lubang hitam dan bintang neutron secara konstan.

Peningkatan sensitivitas pada frekuensi rendah akan memungkinkan untuk mengamati tahap awal penggabungan objek, dan untuk mendapatkan informasi lebih lanjut tentang parameternya.

Frekuensi tinggi akan memungkinkan untuk mengamati evolusi lubang hitam atau bintang neutron yang terbentuk sebagai hasil fusi. Mode ini paling menarik untuk memeriksa relativitas umum dan kemungkinan alternatif. Sebagai contoh, gema gelombang gravitasi dapat diamati secara tepat pada frekuensi tinggi.


Perbandingan sensitivitas ET dan LIGO-Virgo

Tetapi yang paling penting adalah bahwa itu bukan hanya detektor, tetapi seluruh infrastruktur yang memungkinkan peningkatan sensitivitas detektor selama beberapa dekade.

4. Kesimpulan

Apa yang tidak saya sebutkan

Saya belum membahas bagian penting dari ET sebagai sistem penekan derau kuantum dengan menggunakan lampu yang tergantung pada frekuensi. Anda dapat membaca lebih lanjut tentang cahaya terkompresi dalam artikel bagus tentang Habré . Saya berencana untuk berbicara lebih banyak tentang kebisingan kuantum di detektor di artikel mendatang.

Selain itu, ET akan menggunakan apa yang disebut kekakuan optik - penguatan sinyal karena interaksi nonlinear antara osilator mekanik dan cahaya di dalam resonator. Lebih lanjut tentang kuantum optomekanik - ilmu interaksi antara sistem mekanis dan cahaya - segera tentang Habré;)

Tentu saja, saya hanya menyentuh fitur paling dasar dari ET, ada banyak sekali detail - selamat datang di komentar.

Selain itu, saya tidak menyebutkan bahwa pembangunan teleskop berbasis darat Cosmic Explorer 40km yang lebih panjang direncanakan di Amerika Serikat, tetapi desainnya masih kurang berkembang daripada ET, jadi saya tidak akan memberi tahu Anda detail menarik.

Status Teleskop Einstein

ET belum menerima persetujuan dari Komisi Eropa. Masing-masing negara berinvestasi dalam penelitian pendahuluan. Kolaborasi secara bertahap terbentuk. Anda dapat membaca situs web resmi dan bahkan bergabung dengan kolaborasi dengan menandatangani Letter of Intent .

Menurut rencana, pada tahun depan atau dua Eropa akan mempertimbangkan aplikasi untuk pembuatan dan menyetujui lokasi. Peluncuran ET dalam hal ini akan terjadi pada awal 2030-an.


Salah satu opsi adalah segitiga di perbatasan Jerman, Belgia dan Belanda, yang terletak sehingga di setiap negara akan ada satu stasiun sudut. Itu akan menjadi simbol Eropa bersatu.

Berita LIGO

Sementara itu, LIGO mengumumkan hasil pemrosesan data dari siklus observasi O2 sebelumnya: ada empat merger lubang hitam baru. Jadi, selama ini LIGO telah melihat 10 merger lubang hitam dan satu penggabungan bintang-bintang neutron. Besok semua data akan disajikan secara resmi, dan saya akan melengkapi artikel dengan beberapa detail.

UPD: Jadi, katalog baru gelombang gravitasi diterbitkan di arXiv , bersama dengan analisis data terbaru untuk semua peristiwa. Tidak ada penemuan yang sensasional, tetapi kita telah melihat 10 merger black hole, dan ini dengan sendirinya luar biasa.

Kita semua tahu lubang hitam (massa matahari) dan bintang neutron, termasuk pengamatan LIGO-Virgo. Anda dapat menontonnya secara online. Kredit: LIGO-Virgo / Frank Elavsky / Northwestern

Sementara itu, detektor dalam ayunan penuh bertujuan untuk meningkatkan sensitivitas mereka, dan detektor dijadwalkan untuk diluncurkan pada musim semi 2019 dalam siklus observasi O3 tahunan baru. Sensitivitas akan sangat besar sehingga direncanakan rata-rata untuk mengamati satu acara per minggu. Pada musim panas 2019, menurut rencana, detektor KARGA Jepang akan bergabung dengan dua detektor LIGO dan detektor Virgo.

Siklus O3 ini akan menarik bagi sains terbuka, karena sekarang semua kandidat potensial untuk merger akan diumumkan secara real time bersama dengan penilaian sumber mereka, yang akan memungkinkan semua yang tertarik untuk melakukan pengamatan di rentang lain. Lebih detail di sini .

Era astronomi gelombang gravitasi baru saja dimulai, ada banyak hal menarik di depan. Tetap disini!

Saya juga mengundang Anda untuk membaca publikasi sebelumnya, di mana saya memberi tahu Anda mengapa mengamati bintang neutron dalam GB sangat penting, fisika menarik apa yang memungkinkan kita mempelajari merger lubang hitam, dan bagaimana LIGO dapat bekerja secara umum jika GB meregangkan cahaya dengan ruang.