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17/06/2005 Journées thématiques 1
La recherche des ondes gravitationnelles avec Virgo
Marie-Anne Bizouard – LAL Orsay
Que veut-on faire avec Virgo?Virgo
Ou en est Virgo?Quelles sont les améliorations possibles?
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La physique
Les sources et les ordres de grandeur
Ce qu’on peut espérer découvrir avec la première génération d’interféromètre
Les techniques d’analyse du signal
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Les sources d’ondes gravitationnelles
• Bursts (supernovae, désexcitation de trous noirs, ….)
• Systèmes binaires spiralants (étoiles a neutrons,
trous noirs)
• Sources périodiques (pulsars)
• Fond stochastique
• Autres? Nouvelle physique
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Supernovae
• Effondrement gravitationnel du cœur d’une étoile massive ayant épuisé son carburant
• L’émission d’OG dépend de l’asymétrie pendant l’effondrement (SNII)
• Sources d’asymétrie: • Rotation rapide
• Présence d’un compagnon
• Prédictions actuelles:
– Effondrement -> étoile à neutrons
– Effondrement -> SN avortée (étoile trop massive) -> Trou Noir + oscillation
galaxieansSNkHzHzfMpch
/30/11100~
10@10~ 23
connue mal estatistiqu10~
10@10~ 22kHzf
Mpch
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Forme d’ondes émises lors d’une SN II
Simulation numérique
(forme d’onde mal modélisée)
Conséquence pour l’analyse:
le filtrage de Wiener ne peut
pas être utilisé
méthodes robustes
Autres caractéristiques:
• émission e.m.
• émission de neutrinos
• émission de GRB?
- Coïncidence pour éliminer des fausses alarmes- Limite sur la masse des neutrinos
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Systèmes binaires
• Système de 2 astres compact en fin d’évolution (NS-NS NS-BH BH-BH)
moment quadripolaire variable émission OG émission OG perte énergie/moment cinétique les 2 astres se rapprochent …
FUSIONPSR1913+16 : fusion dans 300 millions d’années
• Forme d’onde des 3 phases: – Coalescence: bien connue (aux ordres
post-newtonien.
ordre 3.5 PN récemment fini!)
– Plongeon: pas très bien connue: • simulations numériques?
– Ringdown: bien connue • Sinusoïde amortie
• Mais incertitude sur l’amplitude
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Systèmes binaires: phase spirale
Technique d’analyse: filtrage de Wiener:
-Corrélation des données avec un « patron »-Difficulté: entre 1000 jusqu’à plusieurs « patrons »
106
hmax ~10-21 et fmax ~ 1 kHz
2 étoiles à neutrons @ 10Mpc
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Estimations du nombre d’événements
• NS-NS: 1.4 + 1.4 (Kalogera, Belczynski, Bulik)
– 0.001 – 1 / an jusqu’à 20 Mpc
• NS-BH: 1.4 + 10
– 0.001 – 1 / an jusqu’à 43 Mpc
• BH-BH: 10 + 10
– 0.001- 1 / an jusqu’à 100 Mpc
• Gain substantiel pour la seconde génération de détecteur
– Facteur 10 sur la sensibilité
gain d’un facteur 1000 sur le nombre d’événement
M M
MM
M M
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Sources périodiques
• Sources: étoiles a neutrons en rotation rapide et non-axisymétrique
(source d’asymétrie: « montagne », stress magnétique)
• Amplitude: très faible!
• Intégration du signal sur plusieurs années: SNR~
- Recherche en aveugle
sur tout le ciel
- Recherche de pulsars
connus
)10
()100
)(tan
10(10~ 6
226
Hz
fcedis
kpch
T
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Fond stochastique
• Superposition d’OG émises depuis le big-bang:
– Inflation, défauts topologiques, vibrations de cordes cosmiques, …
– Superposition incohérente de sources « standards »• Intérêt: Les OG se sont découplées de la matière plus tôt que la
lumière
• Intensité décrite par une quantité (densité) sans dimension:
• Prédiction théorique:
• Virgo+LIGO au bout d’un an: sensibilité
anss 1010 6/43
ln
1 OG fd
OGd (f)
critΩ
1010136
OG 20 h
Ω
107
OG 20 ~ h
Ω
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Analyse en réseau• Intérêts:
– Obligatoire pour la recherche du bruit de fond stochastique
– Éliminer des fausses alarmes (bursts, binaires)
– Augmenter la probabilité de détection: analyse cohérente (burst, coalescence)
• Couverture du ciel: pas beaucoup de redondance … coincidence difficile!
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Patron bien adapté au signalPatron gaussien : w = 1 msSignal gaussien : w = 1 msSignal : SNR intrinsèque = (h|h) = 10Sortie du filtre : = (h|t) = 10
Patron pas bien adapté au signalPatron gaussien : w = 1 ms Signal gaussien : w = 5 msSignal : SNR intrinsèque = (h|h) = 10Sortie du filtre : SNR = (h|t) = 7
Technique d’analyse: exemple du filtrage de Wiener
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Bilan sur les sources d’OG
• Amplitudes h très faibles
• Sources astrophysiques = astres compacts
• OG=perturbation de la métrique– Modification des distances
• Effet différentiel
interférométrie
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Virgo … historique1960 1er détecteur: barres (Weber)1963 idée détecteur ITF (Gersenshtein&Pustovoit, Weber)1969 Fausse alarme (Weber)
1974 PSR1913+16 (Hulse&Taylor)
1980 ITF: 1ers travaux en France 1986 naissance de la collaboration VIRGO (France+Italie)1989 proposal VIRGO, proposal LIGO (USA)
1992-1993 VIRGO approbation. LIGO approuvé1996 début construction VIRGO et LIGO
2001-2002 VIRGO CITF 1ères « données ». LIGO : science runs2003-2004-2005 Commissioning final de VIRGO2006 VIRGO sensibilité nominale.
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Principe de détection des OG
Lh
L 2
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Principe de la détection
)cos( 1 2
0det CPP
OG chemin optique modifié variation de la puissance
Sensibilité en h : 0
4
~
Ph
Lh
(bruit de photon)
bruit+signal
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Amélioration du principe de base
augmenter la longueur des bras : 1 m 3 km
ajouter des cavités Fabry-Perot (Finesse = 50 Gain ~ 30)
ajouter le miroir de recyclage (P = 1 kW sur la séparatrice)
Sensibilité :Sensibilité : h ~ Hz /PhotodiodeDétection
Laser
Gain :Gain : 3000 30 50 ~ 106
10-173 10-2110-2310-22
frange
brillante
Puissance LASER : Pin = 20 Wsensibilité in P / 1 h
(bruit de photon)
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Schéma optique de Virgo
Laser Nd:YAG
P=20 W
Input Mode CleanerLength = 144 m
Recycling
Output Mode CleanerLength = 4 cm
L=3kmFinesse=50
L=3kmFinesse=50P=1kW
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Atténuation du bruit sismique
Hz / m 2 10 ) (~ 6
ffx
filtrage indispensable !Mesure sismique sur site
Oscillateur harmonique : 0 )( 2
2
sxxkdt
xdm
Fonction de transfert : 220
20
)(~)(~
)(~
sxxH
Loin de la résonance :2
0 |)(~
|
H
N oscillateurs en série :N
H2
0 |)(~
|
Hz10 Hz107x ~ @
22
sismh
5 oscillateurs (fréquence propre 0.6 Hz):
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Suspensions de VirgoSuper-attenuator = pendule inverse à 7
étages
• Rôle passif: atténuation sismique attendu: 1014 @ 10Hz
• Rôle actif: contrôle : « top stage », marionette, masse de reference
Thermal noise
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Bruit thermique
Oscillateur harmonique a T excité par environnement bruit thermique (cf mvt brownien, théorème fluctuation-dissipation)
Chaque mode de vibration caractérisé par :• fréquence propre w0
• facteur de qualité Q
QmQkTx
240
20
2 2)(
14|)(~| 002
Densité spectrale
Si 0 :
Si 0 :
1|)(~|2 x
5 1|)(~|2 x
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Bruit thermique (suite)
• = 2 x 1 kHz• Q = 105
)Hz/m( ~x
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«mur sismique»
Bruitthermique
Queue de la résonanceÀ 0.6 Hz Bruit de photon
RésonancemiroirsModes
violon
VIRGO : sensibilité prévue
À condition de contrôler tous les autres bruits !!!
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Éléments optiques
Laser Nd:YAG
P=20 W
Input Mode CleanerLength = 144 m
Recycling
Output Mode CleanerLength = 4 cm
L=3kmFinesse=50
L=3kmFinesse=50P=1kW
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Stabilisation en fréquence du LASER
Cavité de référence (ULE)
Sous vide
Accrochée au banc d’entrée
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Solution :• Tubes acier ~1.2 m, e ~ 4 mm.• 200 modules de 15 m dans chaque bras• étuvage 400C en usine puis 150 C (H2O) sur site• pompage : 6 stations / bras
Aujourd hui: P< 10-9 mbar•P(H2) = 2.10-10 mbar •P(hydrocarbon) ~ 10-14 mbar
Fluctuations d’indice
Fluctuations d’indice fluctuations de phase (BRUIT !) Vide poussé indispensable
Besoin : pression résiduelle < 10-7 mbar
Volume de vide dans VIRGO : 2x3kmx1.2m ~ 7000 m3 !
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Installation des miroirs de Virgo
•Les miroirs de Virgo sont produits au SMA-Lyon
– Il faut des pertes très faibles: < 2% (1kW sur la séparatrice):
• absorption du « coating » (< 1 ppm) et du substrat (<2 ppm/cm)
• diffusion < 5 ppm
• Aberrations (δz < λ/100)
– Transmission : 10 < T < 50
– Miroir en silice: Ø = 35 cm
Solution : miroirs en silice (SiO2) (épaisseur 10 ou 20 cm)
Futur: miroir en saphir (Al2O3) ou fluorine (CaF2)
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Montage de la séparatrice
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17/06/2005 Journées thématiques 30
Installation de la séparatrice
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Séparatrice installée en juillet 2002
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La mise en route de Virgo
• Première étape: partie centrale (sep 2001- juin 2002)
Input Mode CleanerLength = 144 m
Laser Nd:YAG
P=10 W
Recycling
Output Mode CleanerLength = 4 cm
West mirror
North mirror6.4 m
5.6 m
6 m
5 engineering run de 3 jours
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La mise en route de Virgo• Deuxième étape: Virgo complet: Sep 2003
Laser Nd:YAG
P=20 W
Input Mode CleanerLength = 144 m
Recycling
Output Mode CleanerLength = 4 cm
L=3kmFinesse=50
L=3kmFinesse=50P=1kW
1. Commissioning de chaque bras : fin032.1 Difficulté : retour de la lumière dans le MC : P = 5W2.2 Locking des 2 bras: ITF « recombiné » : avril 043. Locking de Virgo recyclé: oct 04
Depuis … difficultés pour augmenter la robustesse du lock en Configuration ITF « recyclé » … état bi-stable
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Contrôle de l’ITF : le “locking”
• Garder les cavités FP a leur position de résonance (maximiser la réponse en phase)
• Garder la cavité de recyclage à résonance
(minimiser le bruit de photon)
• Garder le point de fonctionnement de l’ITF sur la “frange noire” (réduit la dépendance liées aux variations de puissance)
Garder la longueur des bras constante a mieux de10-12 m !
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Alignement des miroirsNécessaire pour:
• diminuer les variations de puissance
• diminuer le bruit non stationnaire
Auto-alignement ON1 hour
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Alignement linéaire
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Alignement linéaire
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Sensibilité actuelle
200 kpc for 1.4 NS -1.4 NS
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Les limitations actuelles
Oscillator phase noise Electronic noise
photodiode Factor 3-4
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Comparaison Virgo-LIGO
Virgo mai 05
LIGO S2 avril 03
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Le futur proche
• Prise de données : 15 jours en août 2004 analyse de données
• Septembre 2004: shutdown pour remplacer le banc d’injection
(avec un isolateur Faraday)
• Janvier 2005: Virgo « recyclé » et stable!?
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L’organisation de Virgo• 2001: création du consortium EGO
– Gestion du site (infrastructures, vide, informatique, …)
– Support à Virgo: participation au commissioning
– 45 staff
• Collaboration Virgo– les 11 laboratoires « historiques » (6 INFN, 3 IN2P3, Obs. Nice, ESPCI).
– 150 signataires (physiciens + ingénieurs)
• Conseil EGO + STAC (représentants français et italiens)
– Évaluation de l’avancement du projet tous les 6 mois
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Virgo EGO Scientifique Forum (VESF)
• Crée en novembre 2004 pour attirer vers Virgo la communauté des théoriciens relativistes, numériciens, astrophysiciens, et ceux qui s’intéressent aux améliorations du détecteur– L’idée est de fédérer au niveau européen la communauté: rapprochement avec
les groupes GEO (Angleterre et Allemagne) – GEO appartient à la LSC (LIGO Science Community) …
– Le VESF n’est pas un « VSC » (pas les mêmes droits ni les mêmes devoirs)
• Financement de 10 postdoc sur des projets d’analyse de données
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Les améliorations possibles• Améliorer la sensibilité d’un facteur 10
Gagner un facteur 10 sur la distance de détectionGagner un facteur 1000 sur le volume de sources potentielles
• NS-NS distance de détection pour Virgo/LIGO: 14 Mpc(amas de la Vierge) Taux de binaires spiralantes: moins d’un événement par an!Pas d’astronomie des OG possible …
• Les détecteurs de « seconde génération » sont nécessaires– étude prospective déjà démarrée dans Virgo … mais pas encore de
design complet pour un « advanced Virgo »– « white paper » en préparation
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Améliorations possibles
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planning• 3 steps scenario:
– Prise de données + Virgo upgrade : Virgo+
– Shutdown vers 2010: advanced Virgo
– Détecteur de nouvelle génération
• Advanced LIGO: proposition NSF faite en février 2003
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Virgo +• Idée: faire des « petits » upgrades pour limiter les périodes
d’arrêt et commissioning tout en améliorent la sensibilité
• Quand?: – quand Virgo aura atteint sa sensibilité nominale
– Après une prise de données de qqs mois/années ? 2008+
• Quoi?:– Suspensions monolithiques (fused silica)
– Laser plus puissant (50 W ? + effet au niveau des optiques)
– Mirror thermal compensation (déformation thermique des miroirs)
– Upgrade du système de contrôle (électronique moins bruyante et mieux adaptée)
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Suspension monolithique
Technologie déjà éprouvée par GEOInstallation: plusieurs mois d arrêt
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Virgo versus Virgo+
1 10 100 1000 1000010-23
10-22
10-21
10-20
10-19
h(f
) [1
/sq
rt(H
z)]
Frequency [Hz]
(a) Virgo + (b) Virgo + (old mirror th. noise model) (c) Nominal Virgo (d) Pendulum Thermal Noise (e) Mirror Thermal Noise (f) Optical Readout Noise
(a)
(b)
(c)
(d)
(e)
(f)
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Advanced Virgo• Le « design » doit être prêt pour 2007
• Principales voies:– Laser puissant (>100 W)
– Recyclage de signal
– Réduction du bruit thermique des miroirs (masse plus grande, meilleur coating, faisceau plat, …)
– Étude sur les matériaux
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Advanced Virgo, advanced LIGO
10 100 1000 1000010-24
10-23
10-22
10-21
10-20
h(f
) [1
/sq
rt(H
z)]
Frequency [Hz]
AdvVirgo Virgo Virgo semi-advanced Virgo semi-advanced "new mirror model" Advanced LIGO Advanced Virgo without thermo-refractive
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Conclusions• Analyse de données: les choses « sérieuses » commencent
– Sensibilité nominale en 2006?
– Analyse de données en reseau déjà démarrée (échange de données: en discussion)
• Programme d’améliorations possibles déjà bien rempli pour les 4 prochaines années
• Advanced Virgo: en discussion, plusieurs scenarios, R&D faite au niveau mondial