GW_Tournefier_SFP2007
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Les ondes gravitationnelles: nouveaux messagers du cosmos E. Tournefier LAPP Congrès de la SFP 2007, Grenoble, 11 Juillet 2007 • Les ondes gravitationnelles et leur sources • La détection par interférométrie • Etat des détecteurs interférométriques • Futur SFP 2007, 11 Juillet 2007 1 Les ondes gravitationnelles • • Les ondes gravitationnelles sont prédites par la relativité générale Des ondes de la métrique de l’espace-temps Variation des distances • Transverse and quadrupolaire (spin 2) • • • Effet perpendiculaire a la propagation de l’onde Effet opposé suivant x et y L-DL DL 1 hL 2 L+DL h = GW amplitude Produit par un moment quadrupolaire variable 2G d 2Q 1 h 4 c dt 2 d • GW d = source distance Q = quadrupole moment Très petit facteur de couplage Production sur Terre impossible Sources astrophysiques SFP 2007, 11 Juillet 2007 2 Sources d’ondes gravitationnelles (I) Etoiles en système binaire • Mise en évidence indirecte: PSR1913+16 (Taylor, Hulse) Système de 2 étoiles a neutrons Décroissance de la période orbitale due a l’émission d’OG: Très bon accord avec la prédiction de la RG • Détection d’OG émises par ces systèmes? • • • Bonne prédiction du signal de coalescence h ~ 10-23 à 100 Mpc (1pc=3 a.l) Taux attendu: 10 à 160/an dans 300 Mpc Test de la RG en champ fort Chandelles standard SFP 2007, 11 Juillet 2007 3 Sources d’ondes gravitationelles (II) Supernovae • • • • Emission d’OG si effondrement non sphérique Evénement impulsif ~ ms Forme et amplitude difficile a prédire Taux: 1/siècle dans notre Galaxie Observation de la formation de trous noirs Pulsars • • • • Signal périodique OG émises si étoile non parfaitement sphérique Amplitude dépend de l’asymétrie 1000 pulsars connus Equation d’état de l’étoile Fond diffus cosmologique: empreinte de l’expansion originale SFP 2007, 11 Juillet 2007 4 Sources: amplitude et fréquence h = DL/L Sensibilité nécessaire: h ~ 10-22 /√Hz SFP 2007, 11 Juillet 2007 5 La détection par interférométrie OG: effet oppose suivant x et y interféromètre = outil idéal • • • • masses en chute libre miroirs suspendus (pendules) Détection d’OG: Mesure de petit déplacement Mesure de petit déphasage h= DL/L = 10-22 Suspended mirror DL Suspended mirror hL 2 DL hL 2 L=3km il faut mesurer DL=3x10-19 m Beam splitter LASER SFP 2007, 11 Juillet 2007 Light Detection 6 La detection par interferometrie D 4 hL • Déphasage induit: • Plus petit déphasage mesurable: D 1 / N photons Pour h ~ 10-22: L=100km et P=500W Fabry-Perot • Augmenter la longueur effective: cavités Fabry-Perot L L • Augmenter le nombre de photons recycler le faisceau SFP 2007, 11 Juillet 2007 P’ P Recycling mirror 7 L’interféromètre Virgo • Laser stable et puissant • • • Nd-Yag, 20W Stabilite en frequence ~10-6 Stabilite en puissance ~10-8 • Grand miroirs de haute qualité 35 cm, 20kg diffusion, absorption < 10ppm • • • Système sous vide: Protection contre bruit acoustique et variations d’indice 8 • 10-8 mbar • SFP 2007, 11 Juillet 2007 Bruits de déplacement Bruit sismique Displacement m/Hz 10-4 10-5 10-6 10-7 10-8 10–9 10– 10 10– 11 1 10-1 – 10 12 10– 13 10– 14 Photons shot noise 10– 15 10– 16 10 Bruit thermique 102 Frequency (Hz) ~1010 Système de 6 pendules en casade (10 m) 10– 17 Attenuation ~ 1014 a 10 Hz – 10 18 10– SFP 2007, 11 Juillet 2007 miroirs et matériaux (suspension) de haute qualité mécanique (faible dissipation) 9 Bruits fondamentaux et sensitivité de Virgo -18 10 (a) Virgo Nominal sensitivity (b) Seismic noise (c) Pendulum thermal noise (d) Mirror thermal noise (e) Shot Noise -19 h(f) [1/sqrt(Hz)] 10 -20 10 (b) -21 10 (d) -22 10 (a) (e) (c) -23 10 1 10 100 1000 10000 Frequency [Hz] SFP 2007, 11 Juillet 2007 10 Les interféromètres dans le monde LIGO Hanford, 4 km: 2 ITF on the same site! GEO, Hannover, 600 m TAMA, Tokyo, 300 m Virgo, Cascina, 3 km LIGO Livingston, 4 km SFP 2007, 11 Juillet 2007 11 Virgo Collaboration ~120 physiciens Dates clefs: - 1998: bâtiments centraux disponibles - 1998-2002: Installation et commissioning de la partie centrale (CITF) - 2002-2003: Passage du CITF à Virgo - depuis l’été 2003: Commissioning de Virgo - May 2007- Sep 2007: Premier run scientifique en coïncidence avec LIGO SFP 2007, 11 Juillet 2007 laser 12 Premier long run scientifique de Virgo: VSR1 Dates: 18 mai – mi-septembre 2007 Sensibilité • • • Similaire à celle de LIGO > 700 Hz A un facteur 5 de LIGO dans la régio intermédiaire (~100Hz) Meilleure en dessous 40 Hz But: collecter des données en coïncidenc avec LIGO jusqu’à mi septembre 2007 Récent accord: échange des données avec LIGO et analyses conjointe Mpc Cycle utile de Virgo ~ 80% Horizon = distance à laquelle une coalescence d’étoiles à neutrons est observable SFP 2007, 11 Juillet 2007 18 mai 13 21 juin Recherche de coalescences Sélection des événements: • Comparer le signal de l’interféromètre a la prédiction • Forme du signal: 2 • Vetos basés sur des signaux de monitoring • Coïncidence entre détecteurs Distance maximale de détection (LIGO, S5): 15 Mpc Limite sur le taux d’événements (LIGO, S5): • < 10-2 /galaxie/an • prédiction: 2.e-5 – 3 e-4 /galaxie/an Recherche en coïncidence avec des Gamma Ray Bursts: GRB070219A (les courts GRBs pourraient être des coalescences) limite sur la distance de la coalescence SFP 2007, 11 Juillet 2007 14 Recherche de supernovae • Supernovae • Recherche de bursts courts en coïncidence dans 3 détecteurs • D’après les prédictions théoriques: LIGO peut détecter des supernovae dans la Galaxie • Recherche du burst en coïncidence des longs GRBs Sine-Gaussian waveforms, Q=8.9 S1 S2 S4 Expected U.L. if no detection, first 5 months of S5 PRELIMINARY SFP 2007, 11 Juillet 2007 15 Recherche de pulsars • • Signal = sinusoïde modulée Pulsars connus dans la Galaxie: • recherche ciblée utilisant la période, phase et position connue Limite sur le Pulsar du Crabe limite donnée par le ralentissement ! Meilleure limite sur l’ellipticite: PSR J2124-3358 • e<1.1x10-7 Recherche en aveugle: • • Signal module par le mouvement de la Terre Très couteux en temps de calcul SFP 2007, 11 Juillet 2007 16 Le futur: meilleure sensibilité, plus basses fréquences • Taux attendu trop faible pour les détecteurs actuels Test des limites supérieures • Améliorer la sensibilité d’un facteur 10 volume visible x 1000 ! Atteindre de plus basses fréquences: plus de signaux • Virgo+ / Enhanced LIGO (2009): • • Bruit /2-3 Advanced detectors (2014) Bruit / 10 • Explorer les plus basses fréquences • • Einstein Telescope • • • rd Virgo+ 2009 LIGO 2005 10 Virgo Design -21 Souterrain => basses fréquences Cryogénique L ~ 30km SFP 2007, 11 Juillet 2007 -19 10 -20 h(f) [1/sqrt(Hz)] • 10 (g) (f) (a) 3 Generation (b) LCGT (c) advanced LIGO (d) advanced Virgo (e) LIGO (f) Virgo (g) GEO600 GEO-HF 2009 -22 10 (e) -23 10 (a) (d) Ad LIGO/Virg (b) Advanced LIGO/Virgo (2014) (c) -24 10 Credit: M.Punturo Einstein GW Telesc -25 10 1 10 100 1000 10000 Frequency [Hz] 17 Le futur proche: Virgo+ et enhanced LIGO Améliorations aux détecteurs actuels Virgo+: • • • • Augmenter la puissance du laser (20 -> 50W) Plus grande finesse des cavités (50-> 150) Meilleurs miroirs Suspensions monolithiques? Horizon x2-3 =>Taux x 10 -20 Enhanced LIGO: • • Plus grande puissance Nouvelle technique de détection Les dates: • • Modifications aux détecteurs actuels: 2007-2008 Prise de données a partir de mi-2009 SFP 2007, 11 Juillet 2007 18 Conclusion • Nouvelle génération de détecteurs interférométriques en opération • Première détection possible (mais probabilité faible) • Plans pour l’amélioration de la sensibilité d’un facteur 10 • Détection garantie avec les détecteurs Advanced LIGO/Virgo (~2014) • Et après: l’astronomie gravitationnelle SFP 2007, 11 Juillet 2007 19
