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Lisboa - LIP Luís Silva 1

Ondas Gravitacionais:

LIGO – uma nova geração de experiências de alta sensibilidade.


Indice• Ondas Gravitacionais.

– O que são? Como surgem? Como se detectam?• Fontes de O.G’s.• LIGO.

– Especificações e Princípio de detecção. • O Ruído.

– Identificação e origem dos tipos de ruído.– Mitigação dos mesmos.

• Science Run.• Estado actual de LIGO.• Rede global internacional.


Ondas Gravitacionais

As ondas gravitacionais (O.G’s) são vibrações na curvatura do espaço-tempo produzidas pelo movimento da matéria. Como a int. grav. é muito fraca grandes quantidades de matéria e grandes acelerações são necessárias para produzir O.G’s com alguma amplitude significativa.As O.G’s são produzidas por eventos violentos no universo muito distante. Ex: a colisão de dois buracos negros, a explosão do núcleo de uma supernova e sistemas binários coalescentes.



• Por analogia com as ondas E.M. sabemos que:A=0 A(r,t)exp{±(t-k.r)}

exp{±kr}• A métrica usando a aprox. para campos

fracos:

ghhhEexp{±kr}



Podemos reescrevê-la numa forma real:

hECos(t-k.r)Em que Eobedece a certas condições:

• Etem que ter traço nulo

• E=0 (como é simétrico, E=0)

Escolhendo Z como a direcção de propagação, podemos parametrizar as polarizações da seguinte forma:



0000010000100000

E

0000001001000000

xE

xx E(t)hE(t)htE


Ondas GravitacionaisAssim temos, 2 polarizações: “+” e “x”.

Polarização em “+” Polarização em “X”

Manifestam-se essencialmente pelo efeito de forças de maré.

Logo, vai haver compressão num eixo e distensão no outro eixo



• Estimando a ordem de grandeza da amplitude das O.G’s, verificamos que o termo dominante é o do quadrupolo h ~ G/r.d2Q/dt2

• Para um sistema não simétrico (fonte) de massa “M” e sendo “R” a distância ao seu centro Q=M.R2 uma vez que vrot=R/t d2Q/dt2 ~ 2Mv2

h ~ 4G.Ecin/r


Ondas Gravitacionais:Amplitudes

Considerando um sistema coalescente de estrelas binário:

• Para r ~ 3 Gpc (~ o raio de Hubble) h ~ 10-22

• Para r ~ 15 Mpc (~ o cluster de Virgo) h ~ 10-20

• Para r ~ 10 kpc (~ a Via Láctea) h ~ 10-17


Fontes de O.G’s


Fontes de O.G’s

• Sistemas binários coalescentes:

• Sinais do tipo “Bursts”: colapso de SN, GRB’s

• Sinais periódicos: Pulsares

• Background Estocástico:


Bandas de Freq.


LIGO: o que é?• LIGO é um interferómetro

de Michelson com cavidades Fabri-Perot de alta sensibilidade.

• Cada braço tem ~4 km. Ao longo de cada braço tem massas (espelhos) suspensos.

• Está construído para ser sensível a variações de h ~ 10-19 - 10-22 com uma banda de freq ~ 40 Hz – 5kHz

LIGO (Laser Interferometer Gavitational-wave Observatory)


LIGO:como se detectam?

A relação entre o tamanho dos “braços” do interf. e a amplitude das O.G’s.

h ~ L/LQto maior o braço do interferómetro mais

sensível é; i.e. consegue detectar O.G’s de mais baixa amplitude.

Para L= 4km L 10-18 m A geometria perpendicular é ideal para a

detecção das O.G’s.

Amplitude relativa

Distancia relativa


Detecta variações de posição das massas

Variação no padrão de dispersão

Princípio de deteção


Mas, afinal são 2 Interferómetros.

EUAHanford, Washington

Livinstone, Louisiana

3

Em Hanford existem 2

Vários interferómetros separados permitem que os sinais recolhidos sejam correlacionados.


Existem mais interferómetros

3 Km 600 m

300 m 4 Km ?


Objectivos Físicos e Cosmológicos:

• Verificar a existência das O.G’s e estudo das mesmas.– Testar a sua velocidade.– Testar a geometria.– Outras propriedades.

• Verificar a existência de B.N’s.• Estudo de sistemas coalescentes e supernovas.

Verificar a teoria da R.G. de Einstein e o Modelo do Big Bang.


O RuídoO estudo e mitigação do ruído representa um

grande desafio do ponto de vista tecnológico.


O RuídoIdentificação do ruído

• Ruído Sísmico: 0 movimento das placas tectónicas afecta essencialmente na banda dos 10Hz - 80Hz.

• Ruído Térmico: A vibração molecular da matéria se situa na banda dos 80Hz – 200Hz.

• Ruído “Shot”: depende do número de fotões que chega ao detector, se torna importante para freq. acima dos 200Hz


Ruído SísmicoNa região entre ~10 Hz e os 100Hz há um h ~10-10 Sistema de isolamento acústico:– Subsistema composto

por camadas de materiais e molas.

– Subsistema de controlo com “feedback”

>10-18


Redução do Ruído SísmicoAs mesas ópticas estão assentes em sistemas de atenuação de -110 dB para 100 Hz, sobre 4 camadas de borracha, metal e molas para amortecimento.Havendo 2 interferómetros separados por 3000 km, ajuda a rejeitar ruído sísmico local uma vez que funcionam em regime de coincidência.


Redução do Ruído SísmicoO sistema de retro alimentação (feedback) com sensores e actuadores controlado a distancia é implementado para assegurar que as massas se mantenham estáticas relativamente ao laser.


Sistema de retro alimentação

Sismógrafo local

Sinal dos sensores

Sinal para os actuadores

-

+


Para T~270 K os modos internos das massas e dos fios podem ser excitados.Pode haver sobreposição com as O.G’s para LF.Escolhendo materiais com alto Q (factor de qualidade) as vibrações ficam constrangidas a uma banda de freq. mais estreita, ficando fora da freq. de detecção.

A “caixa” é de material com alto Q

Redução do Ruído Térmico

Tais como Silica e Safíra


Ruído de “Shot”

Depende do número de fotões que chega ao detector (fotodiodo) É de natureza estatística

i.e. ruído ~ 1/n1/2

Redução do RuídoSão usados 2 métodos:• A inclusão de mais um espelho na óptica

(recycling mirror)


Redução do Ruído de “Shot”

A luz que não é absorvida ou “mal dirigida” para o fotodiodo volta para o laser.Para aumentar o número de fotões no fotodiodo usa-se um espelho (recycling mirror)


Redução do Ruído de “Shot”

• O segundo método para reduzir o ruído é usar vácuo. As moléculas de gás podem fazer “scattering” da luz. O vácuo é da ordem de 10-7 torr

Provavelmente, o melhor vácuo do mundo

!


Outros Ruídos

• “Creep noise”: Quando os materiais deslizam uns nos outros; Ex: juntas mecânicas, o fio que suspende o espelho.

• Ruídos do laser: Estabilização.• Ruído da Electrónica: Produzido pelos

próprios componentesMoral da história:

Não temos um sinal puro, mas sabemos a forma do ruído.


Status do Projecto: LIGO II• Fases: LIGO I para LIGO

II• 7 “Engineering runs”

– Teste à coincidência dos interferómetros.

– Teste ao armazenamento, fluxo e análise de dados

• Estão a decorrer “Science runs”(S1,S2,S3)

• Avança-se para LIGO II


Status do Projecto: LIGO II


Science Run

Foram criados 4 grupos de trabalho para as fontes.

Objectivos:• Verificar os limites de detecção para cada

grupo.• Estudo de melhoramento.• Teste do software de análise de dados.


Science Run


Estudo para Sistemas Coalescentes:

• Alvo: 3 tipos de Fontes: – Sist. Estrelas de neutrões binários (1-3Msol)

Realizado – Sist. Binários com BN’s (>3sol)

Será feito no S2– Sist. Machos (0.3-1Msol)

Está a ser realizado

• A taxa de eventos detectados usando H1 L1 é dado por 2.3/(T)

• Método de procura:– Template-based matched filtering


Estudo para “Bursts”:

• Estima-se que a taxa seja:– Para a Via Lactea

1/(50 anos)

– Para fora de Virgo3/anos

• A taxa é ~1e(h)T• Coincidência com os

três (H1,H2, L1)


Estudo para Pulsares:

• H1: hmax < 5 x 10-22

• H2: hmax < 3 x 10-22

• L1: hmax < 2 x 10-22 (e < 7 x 10-5 @ 3.6 kpc)

Método:• Template-based matched

filtering• Time domain

Neb. Caranguejo


Estudo para Background Estocástico:

• Sensibilidade de :– LIGO l

– LIGO II 5x10-9

• Garching-Glasgow GW(f)< 3x105 (1994)• Explorer-Nautilus GW(f)< 60 (1999)• LIGO (S1)

GW(f)<5


Rede Global InternacionalPara obter um benefício máximo científico formou-se

uma colaboração internacional que envolve a coordenação de vários observatórios de O.G’s dispersos pelo mundo. Com o objectivo de partilhar informação entre os vários observatórios.

Com isto se pretende detectar com maior precisão a polarização das O.G’s e a posição da fonte no espaço.

Através da informação de outros observatórios, podemos eliminar erros sistemáticos.

Integração na GRID através da (GriPhyn).


Notas finais

• Toda a experiência foi pensada para ser melhorada à medida que o tempo passa.

• A componente de R&D é muito importante e está em contínua evolução.

• A infra-estrutura foi desenvolvida para durar 30 anos e pensada para a sua expansão.


Futuro

Estamos limitados pela infra-estrutura.

Verificamos que a interefometria na detecção de O.G’s esta a demonstrar ser a melhor técnica.

LISA parece ser a melhor sucessora para LIGO


LISA

• Não há ruídosísmico• Braço de laser ~ 5.106

Km


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experiments”, ligo-P010009-00-z[2] Bilingsley, G. “Gravitational wave interferometer: how does it

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ligo-G030059-00-p

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