Telescópio Einstein: detector de ondas gravitacionais de próxima geração

Mais longo, mais poderoso, mais precisamente - a Europa construirá uma nova geração de detector de ondas gravitacionais, chamado Telescópio Einstein .


Arte conceitual do Telescópio Einstein, crédito: www.gwoptics.org

O detector AdvancedLIGO começou a funcionar há alguns anos e nem atingiu a sensibilidade planejada. No entanto, é óbvio para os cientistas que a sensibilidade do LIGO não será suficiente para a verdadeira astronomia de ondas gravitacionais.

Vou falar sobre o que limita o LIGO e como um detector criogênico subterrâneo 2,5 vezes maior que o LIGO será capaz de contornar essas restrições.

1. Introdução aos princípios de operação do detector GV

Primeiro, lembro brevemente como o LIGO detecta ondas gravitacionais e define alguns conceitos.


Detector LIGO - Interferômetro Michelson. As ondas gravitacionais esticam um ombro e apertam o outro, a fase relativa da luz no divisor de feixe muda e uma imagem de interferência aparece na saída. Crédito da imagem: induzido.info

1.1 Princípio de operação

Ondas gravitacionais (GW) são pequenas perturbações da métrica espaço-tempo. Eles surgem durante o movimento assimétrico de corpos maciços, por exemplo, quando dois buracos negros se fundem. Esses distúrbios levam a uma mudança na definição da distância entre o objeto (“esticar” e “comprimir” a distância). O detector de ondas gravitacionais foi projetado para permitir a medição dessa alteração na distância usando lasers. Na versão mais simples, o detector é um interferômetro Michelson, onde os braços do detector são balanceados para que, devido à interferência construtiva, toda a luz seja refletida na fonte, e a segunda saída do divisor de feixe devido à interferência destrutiva permaneça escura.

Quando os cabeçalhos alcançam o detector, eles esticam um ombro e apertam o outro, o que altera o padrão de interferência na saída do interferômetro e permite que o sinal seja gravado.
Em um artigo anterior, expliquei que o detector GV não é uma régua, mas um relógio, ou seja, mede o atraso relativo da luz em dois braços causado por uma onda gravitacional. Eu também mostrei que a mudança relativa na fase da luz:

$$

$$\ phi = L / \ lambda$$

Esta equação explica por que os detectores são fabricados há tanto tempo: isso permite aumentar a sensibilidade.

Para aumentar ainda mais a sensibilidade, os cientistas propuseram o uso de ressonadores ópticos. Eles permitem que a luz viaje no ombro várias vezes $$$\ mathcal {N}$ efetivamente aumentando o comprimento dos ombros em $$$\ mathcal {N}$ vezes.

Além disso, o sinal na saída do detector é proporcional à potência da luz no interior do detector, de modo que os ressonadores resolvem dois problemas ao mesmo tempo, pois amplificam a potência da luz.

1.2 Polarização de ondas gravitacionais

As ondas gravitacionais têm polarização: elas podem ser “+” (em relação ao detector - esticar um ombro e apertar o outro) ou “x” (esticar / apertar os dois ombros ao mesmo tempo).


O deslocamento das massas de teste (esferas) sob a ação do HS de diferentes polarizações durante um período. Crédito: [Tiec, Novak, 2017]

O detector é sensível apenas à polarização “+”. Portanto, é importante ter vários detectores com orientações ligeiramente diferentes dos ombros, para que seja possível medir ondas de qualquer polarização: se um detector estiver orientado para “+” e o segundo para “x”, então se um detector vê a onda e o outro não, temos certeza que essa polarização era exatamente "+". E se os dois viram uma onda de amplitudes diferentes, podemos calcular qual foi a polarização inicial.

A sensibilidade à polarização define um padrão de radiação diferente para duas polarizações (ou seja, quais pontos do céu são mais bem vistos pelo detector).


O padrão do detector para x e + polarizações, bem como a média de duas polarizações. Crédito: arXiv: 1501.03765

2. Limitações do LIGO

O LIGO possui uma sensibilidade incrível: permite medir a mudança relativa no comprimento dos ombros com uma precisão de 10 a ¹⁸ m.

Para medir sinais com tanta precisão, é necessário eliminar todos os tipos de ruído em várias partes do instrumento.

A sensibilidade do detector é geralmente mostrada como o nível de ruído no detector em diferentes frequências na forma de densidade espectral. A densidade espectral reflete a contribuição de diferentes ruídos para o sinal na saída do detector (ou seja, algum ruído pode ser significativo na origem, mas faz uma pequena contribuição para o ruído na saída). Normalmente, a densidade espectral é normalizada para a amplitude das ondas gravitacionais (o que é chamado de deformação, $$$h = \ Delta L / L$ )


As principais contribuições para a sensibilidade do LIGO em diferentes frequências, normalizadas à amplitude da deformação GW, $$$h = \ Delta L / L$

Considere algumas das contribuições mais importantes ao ruído:

1. Ruído sísmico (limites de frequências <1Hz): qualquer atividade sísmica pode mudar de espelhos. Para se isolar desse ruído, os espelhos são suspensos em uma suspensão de vários estágios, que por sua vez é montada em um suporte maciço de vários níveis. Quanto menor a frequência ressonante da suspensão, mais ruído em baixas frequências é suprimido. Em princípio, não há restrições à qualidade da redução de ruído.

2. Ruído gravitacional newtoniano (limita as frequências ~ 1Hz): mesmo que os espelhos sejam completamente isolados de efeitos sísmicos diretos, o deslocamento da superfície da terra / piso pode afetar os espelhos gravitacionalmente. As ondas acústicas que se propagam sobre a superfície da Terra, por exemplo, do vento ou das ondas, alteram levemente a distância do espelho ao solo e, portanto, a força da atração, que pode deslocar os espelhos. É impossível isolar completamente disso, esta é uma limitação fundamental.

3. Ruído térmico das suspensões (limites de frequências ~ 1-10Hz): o movimento térmico das moléculas nas suspensões de espelhos leva à excitação de vibrações na suspensão, que desloca os espelhos. É difícil suprimir, tudo depende da qualidade dos materiais.

4. Ruído térmico dos espelhos (limita a sensibilidade a partir de baixo): movimento térmico das moléculas nos revestimentos dos espelhos e no “corpo” dos espelhos (substrato). Para um raio de luz, parece com todo o deslocamento do próprio espelho. Limitado a materiais, o ruído técnico mais importante.

5. Ruído do laser de tiro quântico (frequências> 50Hz): a luz é de natureza quântica, os fótons individuais voam com um atraso aleatório com diferentes valores aleatórios. Esse atraso é visível como uma medição de fase na saída do interferômetro e limita todas as frequências. Quanto maior a potência da luz dentro do detector, menos ruído. Limite fundamental, mas pode ser suprimido usando luz apertada.

6. Ruído quântico da pressão de radiação (frequência de 10 a 50 Hz): o mesmo ruído de tiro leva a flutuações de energia dentro do interferômetro e causa uma força aleatória de pressão de radiação nos espelhos. Tão fundamental quanto o ruído do tiro. Ao contrário do ruído da tomada, aumenta com o aumento da potência da luz.


Explicação sobre ruído quântico. Fótons únicos produzem uma força aleatória de pressão de radiação (esquerda). Por outro lado, uma distribuição aleatória de fótons no tempo leva a flutuações de amplitude no fotodetector (à direita). Ambos os ruídos dependem do comprimento de onda, potência da luz e comprimento dos ombros. O ruído da pressão de radiação é menor, maior a massa de espelhos. Crédito: [1].


Sensibilidade ao poder da luz $$$P_0$ : o ruído do disparo (azul) é reduzido e o ruído da pressão de radiação (verde) aumenta proporcionalmente.

7. Gás residual em um sistema de vácuo (todas as frequências, mas não o limita agora): o vácuo ultra-alto em um sistema nem sempre é o ideal, e as moléculas de gás residual podem espalhar a luz. Pode ser arbitrariamente pequeno (dependendo da qualidade das bombas).

8. Ruídos clássicos do laser (não limite): a potência e a frequência do laser podem variar por razões clássicas (ruído térmico, vibração). O sistema a laser inclui lasers ultra-estáveis ​​e sistemas de vários níveis para monitorar a frequência e a potência do laser.

Todos esses ruídos podem ser divididos em dois grupos: flutuações de energia levam ao deslocamento físico dos espelhos (ruídos 1-3 e 6) e flutuações de coordenadas levam a uma mudança na fase da luz, mas não os deslocam (ruídos 4,5 e 7).

Barulhos de poder $$$F$ causar viés $$$x$ massa de teste de acordo com a lei de Newton $$$m \ ddot {x} = F$ , ou na faixa de frequência: $$$x (\ Omega) = F (\ Omega) / (m \ Omega ^ 2)$ . Ou seja, esses ruídos podem ser reduzidos aumentando a massa de espelhos.

O projeto LIGO fundamentalmente não pode resolver o problema do ruído newtoniano 2 e, sem uma revisão completa dos sistemas ópticos, o problema do ruído térmico dos espelhos 4.

Em mais detalhes sobre o ruído, você pode ler um maravilhoso artigo sobre o LIGO no Habré .

3. Como o novo detector resolverá esses problemas

O detector subterrâneo KAGRA se juntará às observações no próximo ano.

Portanto, o novo detector será localizado no subsolo. Isso reduzirá o ruído sísmico 1 e, o mais importante, o ruído newtoniano 2: a principal contribuição a ele é causada pelas ondas de superfície, que quase não são subterrâneas.

Dependendo de onde o detector será construído (agora existem duas opções principais - na Holanda ou na Sardenha e, possivelmente, na Hungria).


Comparação de dados sísmicos em diferentes locais possíveis com o detector AdvancedVirgo na Itália.

Obviamente, serão tomadas as medidas técnicas mais óbvias para suprimir a sísmica: um novo sistema de suspensão para isolamento passivo e espelhos mais pesados ​​de 200 kg cada para suprimir todo o ruído de potência.


Uma das estações de canto do telescópio Einstein com muitas câmaras de vácuo. Crédito: gwoptics.org

O problema do ruído térmico dos espelhos é mais complicado. A solução óbvia seria resfriar os espelhos, reduzindo assim o ruído browniano.

No entanto, o arrefecimento altera as propriedades ópticas dos espelhos e aumenta a absorção. Além disso, é impossível usar grandes poderes de luz com espelhos frios: a absorção nos espelhos os aquece e reduz o resfriamento a nada. Ou seja, você precisa esfriar o detector e reduzir a potência da luz? Isso também não funcionará - o ruído do disparo aumentará (4) e a sensibilidade em baixas frequências será prejudicada.

Os cientistas encontraram outra solução: use dois interferômetros em um só lugar.


Configuração do detector "xilofone" com dois interferômetros incorporados um no outro. Crédito: A. Freise e outros, CQG 26 (2009) 085012

Um será otimizado para baixas frequências, trabalhará com espelhos resfriados a 20K e usará pouca luz. O ruído do disparo aumentará, mas o detector não será usado nas frequências em que o ruído do disparo for importante. O segundo detector irá operar em temperatura ambiente em alta potência: isso suprimirá o ruído do disparo em altas frequências, mas estragará a sensibilidade em baixas frequências com o aumento do ruído da pressão de radiação. Mas este detector não será usado em baixas frequências. Como resultado, a sensibilidade combinada será ótima em todas as frequências.


Detector de baixa frequência ET-D-LF com espelhos resfriados e baixa potência (e baixa pressão de radiação sonora) e ET-D-HF de alta frequência com alta potência (e baixo ruído de tiro). Crédito: [1]

Outro problema da nova geração de detectores: no momento da construção, será o único com tanta sensibilidade. Em primeiro lugar, não será possível distinguir uma rajada aleatória de um sinal se não for possível verificar a coincidência entre os detectores. Em segundo lugar, não será possível medir diferentes polarizações das ondas gravitacionais. Os cientistas propõem a construção não de um detector, mas de três com orientações diferentes (na forma de um triângulo, como na figura).


O conceito de uma configuração triangular do detector (esquerda); túneis com diferentes ombros (direito).

Isso melhorará o padrão de radiação do detector e registrará muito mais eventos:


Comparação do padrão de radiação de um detector (esquerda) e três detectores em uma configuração triangular (direita).

Deixe-me lembrá-lo de que cada um deles consistirá em dois: um para baixas frequências e outro para altas frequências. Como resultado, seis detectores serão localizados em um triângulo.



Todos esses truques aumentarão a sensibilidade dos detectores em pelo menos uma ordem de magnitude.
Essa sensibilidade aumentará o alcance da observação quase até os limites do Universo visível, verá a fusão do BH da primeira geração de estrelas e observará a fusão de buracos negros e estrelas de nêutrons constantemente.

Um aumento na sensibilidade em baixas frequências permitirá observar estágios anteriores da mesclagem de objetos e obter mais informações sobre seus parâmetros.

As altas frequências permitirão observar a evolução de um buraco negro ou de uma estrela de nêutrons formada como resultado da fusão. Este modo é mais interessante para verificar a relatividade geral e possíveis alternativas. Por exemplo, o eco das ondas gravitacionais pode ser observado precisamente em altas frequências.


Comparação da sensibilidade de ET e LIGO-Virgo

Mas o mais importante é que não será apenas um detector, mas toda uma infraestrutura que permitirá aumentar a sensibilidade do detector por muitas décadas.

4. Conclusão

O que eu não mencionei

Ainda não discuti uma parte tão importante do TE, como os sistemas quânticos de supressão de ruído, usando luz espremida dependente da frequência. Você pode ler mais sobre luz compactada em um excelente artigo sobre Habré . Pretendo falar mais sobre o ruído quântico no detector em um artigo futuro.

Além disso, o ET usará a chamada rigidez óptica - amplificação do sinal devido à interação não linear entre o oscilador mecânico e a luz no interior dos ressonadores. Mais sobre optomecânica quântica - a ciência da interação entre sistemas mecânicos e luz - em breve em Habré;)

Obviamente, toquei apenas nos recursos mais básicos do ET, há muitos detalhes - bem-vindo aos comentários.

Além disso, não mencionei que a construção de um telescópio terrestre Cosmic Explorer de 40 km ainda mais longo está planejada nos Estados Unidos, mas seu design ainda é menos desenvolvido que o ET, por isso não vou lhe dar detalhes interessantes.

Status do telescópio Einstein

O ET ainda não recebeu a aprovação da Comissão Europeia. Países individuais investem em pesquisas preliminares. A colaboração está sendo gradualmente formada. Você pode ler o site oficial e até participar da colaboração assinando a Carta de Intenção .

Segundo o plano, no próximo ano ou dois, a Europa analisará o pedido de criação e aprovará o local. O lançamento do ET nesse caso ocorrerá no início da década de 2030.


Uma opção é um triângulo na fronteira da Alemanha, Bélgica e Holanda, localizado para que em cada país haja uma estação de esquina. Será um símbolo de uma Europa unida.

Notícias LIGO

Enquanto isso, o LIGO anunciou os resultados do processamento de dados do ciclo de observação anterior de O2: houve mais quatro novas fusões de buracos negros. Assim, durante todo o tempo, o LIGO já viu 10 fusões de buracos negros e uma fusão de estrelas de nêutrons. Amanhã todos os dados serão apresentados oficialmente e complementarei o artigo com alguns detalhes.

UPD: Então, um novo catálogo de ondas gravitacionais foi publicado no arXiv , juntamente com uma análise atualizada dos dados para todos os eventos. Não há descobertas sensacionais, mas já vimos 10 fusões de buracos negros, e isso por si só é maravilhoso.

Tudo conhecido por nós buracos negros (massas solares) e estrelas de nêutrons, incluindo observações de LIGO-Virgo. Você pode assistir online. Crédito: LIGO-Virgo / Frank Elavsky / Northwestern

Enquanto isso, os detectores estão em pleno andamento, com o objetivo de aumentar sua sensibilidade, e os detectores estão programados para serem lançados na primavera de 2019 no novo ciclo anual de observação da O3. A sensibilidade será tão grande que é planejado, em média, observar um evento por semana. No verão de 2019, de acordo com o plano, o detector japonês KARGA juntará dois detectores LIGO e um detector Virgo.

Esse ciclo O3 será interessante para a ciência aberta, pois agora todos os possíveis candidatos a fusões serão anunciados em tempo real, juntamente com uma avaliação de sua fonte, o que permitirá a todos os interessados ​​fazer observações em outras faixas. Mais detalhes aqui .

A era da astronomia das ondas gravitacionais está apenas começando, há muitas coisas interessantes pela frente. Fique atento!

Também convido você a ler publicações anteriores, onde digo por que a observação de estrelas de nêutrons nos GBs é tão importante, que física interessante nos permite estudar fusões de buracos negros e como o LIGO pode funcionar em geral se os GBs aumentam a luz com o espaço.