Etude expérimentale de la partie centrale du détecteurEtude expérimentale de la partie centrale du détecteurInterférométrique d’ondes gravitationnelles VirgoInterférométrique d’ondes gravitationnelles Virgo
Nicolas ArnaudCPPM 08 avril 2002
Plan de la présentation :Plan de la présentation :
• Rechercher les ondes gravitationnelles Les principales sources astrophysiques attendues Des méthodes de détection très variées De nécessaires coïncidences entre détecteurs
• Description et statut actuel du détecteur Virgo
• Résultats expérimentaux obtenus sur sa partie centrale (CITF)
Premiers contrôles de cavités suspendues Stabilité et qualité du contrôle Courbes de sensibilité
• Du CITF au détecteur Virgo complet : premier bilan du travail de test sur le CITF
• Conclusion
Les Ondes GravitationnellesLes Ondes Gravitationnelles
Relativité GénéraleNature géométrique de l’espace-tempscourbé par la matière
Tenseur deRiemann Courbure
Tenseur Énergie-impulsion
Matière
R- R g = T21
cG 8
4Equations
d’Einstein
Développement de la métrique • : métrique de Minkowski• h : petite perturbation |h| << 1
g = + h
Propagation d’un champ hsur un espace temps-plat à la vitesse de la lumière c
h : ondesgravitationnelles
Les Ondes GravitationnellesLes Ondes GravitationnellesEffet sur un anneau de particules-test
L L + L
LL h )(2)( tt
Modification différentielle des longueurs
Amplitude gravitationnelle
source la de distance h 1
Seules des sources astrophysiques peuvent être détectées
Les Ondes GravitationnellesLes Ondes Gravitationnelles
Pas d’expérience de Hertz ni de source terrestre suffisante
Ingrédients pour une bonne émission :• grande asymétrie a• vitesses relativistes ( v/c ~ 1)• compacité C ~ 1
Emission à deux fois la fréquence naturelle du système
cM G 2 R où 1 R
R 2Source
S Source
S C
Corps
Trou NoirEtoile à
neutronsSolei
lTerre
C 1 0.34 10-
6 10-9 6 2 2 cv a Luminosité C (Joseph Weber 1974)
Sources, signaux et méthodes de détectionSources, signaux et méthodes de détection• Binaires compactes spiralantesBinaires compactes spiralantes
Signal connu par développement post-newtonien (en v/c) Détection par la méthode du filtrage adapté
(Corrélation avec le signal lui-même)
Sources, signaux et méthodes de détectionSources, signaux et méthodes de détection• Signaux impulsionnelsSignaux impulsionnels Mergers Supernovae
Formes d’onde mal prédites(accessibles seulement ensimulation) modèles
Mais : grande dépendancedans les conditions initialeset dans l’évolution de lasimulation
Mise au point de filtres : robustes (efficaces pour une grande variété de signaux) non-optimaux (/ filtrage de Wiener) temps réel (1er niveau de sélection d’événements)
Sources, signaux et méthodes de détectionSources, signaux et méthodes de détection
• Autres sources potentielles Autres sources potentielles :
Mise à l’équilibre d’un trou noir excité ( 100 Mpc) formes d’onde connues utilisation du filtrage de Wiener Intérêt : détection directe d’un trou noir + validation du modèle théorique
Pulsars ( Galaxie) Signaux faibles mais quasi-périodiques utilisation du filtrage adapté (Wiener) intégration sur une longue durée (~ année)
Fonds stochastiques Origine cosmologique (Big Bang) Superposition incohérente de signaux similaires
Quelques mots sur l’analyse des donnéesQuelques mots sur l’analyse des données
• Volume important de données ~ 5 MBytes / s ~ 160 TB/an
Type de canal« Physique »
Contrôle
Monitoring
Fraction du volume de données correspondant
2 % 61 % 37 %• Stockage des données au CCPN et à Bologne (INFN)
• Grande puissance de calcul nécessaire pour le calcul on-line300 Gflops pour les coalescences, ~ 1 Tflop pour les pulsars Filtrage de Wiener performant mais pas du tout robuste Utilisation d’une banque de filtres (fonctionnant en parallèle) pour détecter tous les signaux possibles.
• Grande variété de bruits de mesure (+ transitoires) Il faut faire des coïncidences pour valider une détection
• Book Keeping Database en préparation
Détecter en coïncidenceDétecter en coïncidencePourquoi ?• Plusieurs détecteurs en fonctionnement dans le futur
• Séparation d’un candidat OG réel d’événements de bruit non stationnaires dans un détecteur particulier• Détermination de quantités liées à la source (position) • Coïncidences avec d’autres émissions : ,
VIRGO : 3 km
LIGO : 4 km
GEO : 600 m TAMA : 300 m
AIGO : 500 m
L’amplitude détectable est une combinaison linéaire desdeux polarisations h+ et h
Réponse non uniforme pour un interféromètreRéponse non uniforme pour un interféromètre
h(t) = F+ h+(t) + F h(t)
Réduction d’un facteur ~ 2en moyenne de l’intensité
• 2 maxima ( détecteur)• 4 minima (détecteur aveugle)
Réseau Virgo + LIGORéseau Virgo + LIGO• Réponses spatiales à direction fixée• Ressemblances entre les cartes des deux détecteurs LIGO
• Complémentarité Virgo / LIGO
Potentiel de détection en « OU » (au moins 1 / 3)
Coïncidences triples peu probables
Coïncidences avec des détecteurs de neutrinosCoïncidences avec des détecteurs de neutrinosIdée : exploiter pour un événement proche de type supernova la triple émission :
• optique (1)• neutrinos (2)• ondes gravitationnelles (3)
(2) et/ou (1) détection de l’événement Connaissance de la position de la source et de l’instant d’arrivée des OG dans les différents détecteurs Détection facilitée des OG en diminuant les seuils
Utiliser (2) et (3) peut permettre d’obtenirdes informations sur les masses des neutrinos
• Les déterminer si elles sont dégénérées autour de l’eV
• Améliorer la limite supérieure actuelle (~ 3 eV pour e) sinon
La détection interférométriqueLa détection interférométrique
OG incidente Modification du chemin optique
Variation de lapuissance en
sortie Pdet
Sensibilité : Puissance bras des Longueur
1 h sens
Améliorations du détecteurAméliorations du détecteur
Augmenter la longueur des bras : 1 m 3 km Ajouter des Fabry-Perot (Finesse = 50 Gain = 30) Ajouter un miroir de recyclage (1 kW sur la séparatrice)
Sensibilité :Sensibilité : hsens ~ Hz /Photodiodede détection
Laser
Gain :Gain : 3000 30 50 ~ 106
10-173 10-2110-2310-22
Frange
blanche
Utilisation d’un laser depuissance de Pin = 20 WSensibilité in P / 1 h
Les Superatténuateurs (Pise)Les Superatténuateurs (Pise)
L ~ 7 mètres M ~ 1 tonnestructure en
pendule inversé
Atténuation du bruit sismique~ 1014 à 10 Hz
Fréquence derésonance ~ 0.6 Hz
Mode pendule du miroir
Le tube à vide de Virgo (LAL + Pise)Le tube à vide de Virgo (LAL + Pise)
• 400 modules de 15 m ( = 1.2 m) construction terminée (CNIM) installation des bras septembre 2002
Résultats < aux spécifications : vide limite ~ 3 à 5 10-10 mbar (spécif. : 10-8, 10-9 pour H2) très peu d’hydrocarbure dégazage H2 ~ 5 à 10 10-15 mb.l/cm2/s (spécif. : 10-14)
• 4 grandes vannes pour fermer les extrémités des bras
•Tubes équipés de diaphragmes pour réduire le bruit de lumière diffusée au dixième de la sensibilité nominale
Les meilleurs miroirs du monde (IPN Lyon)Les meilleurs miroirs du monde (IPN Lyon)
• Miroirs de pertes très faibles : Diffusion < 5 ppm et Absorption < 1 ppm
• Miroirs de fond ultra-réfléchissants : Réflexion > 99.995 %
• Correction du front d’onde (dépôt de multicouches d’ions) très homogène sur 350 mm de Coater unique au monde en salle blanche classe 1
• Rayon de courbure ~ 3450 m flèche de 4.5 m au centre !
Avant Après
Courbe de sensibilité de VirgoCourbe de sensibilité de Virgo
Minimum ~ 3 10-23 entre ~ 500 Hz et 1 kHz Hz /
«Mur sismique»
Bruit thermique
Bruit de photon
Modespianos
Bruitthermiquemiroirs
Le détecteur Virgo et le CITFLe détecteur Virgo et le CITF
Configurationactuelledes tests
Problèmessur le
systèmed’injection
P ~ 160 mW
P = 10 W
CITF et point de fonctionnementCITF et point de fonctionnement
Sensibilité maximale :
• Michelson réglé sur la frange noire
• Cavité de recyclage résonante (puissance stockée maximale) Zone de fonctionnement très étroite
Or : mouvements résiduels basse fréquence des miroirs
Nécessité d’un contrôle actif du CITF
But : Contrôle longitudinal« Locking »
résonances des cavitésl ~ 10-10 – 10-11 m
Contrôle angulaire« Alignement » miroirs alignés ~10-9 – 10-7 rad
Les étapes successives du contrôleLes étapes successives du contrôle
• Diminution des mouvements résiduels au niveau de chacun des miroirs Contrôles Locaux
• Premier alignement des miroirs
• Acquisition des résonances des cavités
• Maintien du point de fonctionnement
• Mise en place du contrôle angulaire Alignement Automatique
Passage descontrôles locaux
aucontrôle global
(sauf séparatrice)
Contrôles locaux et Contrôle GlobalContrôles locaux et Contrôle Global
Contrôles locauxau niveau de chacun des
miroirs diminuerles mouvements résiduels
de rotation : x et y
Pas d’amortissement en z
Contrôle global dudétecteur maintenir lepoint de fonctionnement
Fréquence du contrôle• longitudinal : 10 kHz• angulaire : 500 Hz
Contrôler le CITFContrôler le CITF
• Frange noire : photodiode D1 en sortie de l’interféromètre
• Recyclage : photodiode D5réflexion sur la seconde face de la lame séparatrice
Action sur le miroir Ouest
Action sur le miroir de Recyclage
D1
D5
1er contrôle du Michelson : 13 juin 20011er contrôle du Michelson : 13 juin 2001
Intervalle entredeux franges :
~ 0.5 m
Signal d’erreur
Puissanceen sortie de
l’interféromètre
Etude de la stabilité du contrôleEtude de la stabilité du contrôle
2 runs (72 h) en configuration Michelson• E0 : septembre 2001• E1 : décembre 2001
Pertes de locking :• 4 pour E0• 2 pour E1
Cycle utile :
~ 95 % pour E0
~ 85 % pour E1
51 heures de contrôlesans interruptionlors du Run E0
Exemples de pertes de contrôle lors des RunsExemples de pertes de contrôle lors des Runs
Contrôle du recyclageContrôle du recyclageUn problème complexe :• deux longueurs au lieu d’une seule
• signaux couplés
• résonance étroite de la cavité de recyclage
• force applicable limitée
250 μm/s 1v mN 10 F
2F
vμm/s 1 msec 2 Δt traversée
~
Force nécessaire pouracquérir le contrôle :
Temps de traverséede la résonance :
BP contrôle< à 100 Hz
• signal D5 au niveau du bruit électronique (~ W) hors résonance de la cavité de recyclage (Plaser ~ 160 mW, Trecyclage ~ 1.5 % et R2nd face 2 10-3)
Stratégie de contrôle du recyclageStratégie de contrôle du recyclage• Agir au bon moment sur l’interféromètre Isoler la « bonne » résonance Agir le plus longtemps possible
• Simplifier l’acquisition du contrôle : Faibles vitesses recherchées Mais : 0.6 Hz (mode pendule du miroir, grand Q)
Stratégie miseen place dans leContrôle Global
Premier contrôle du CITF recyclé : 16/12/2001Premier contrôle du CITF recyclé : 16/12/2001
5.8 W
Gain ~ 70
• Frange noire moins « noire »
• Larges fluctuations de Pstockée
Faible gain de l’asservissement Défauts d’alignement l’alignement automatique est nécessaire pour progresser.
Configuration actuelle des tests sur le CITFConfiguration actuelle des tests sur le CITF
• Laser auxiliaire de puissance ~ 100 160 mW
• Acquisition simultanée du contrôle des deux longueurs : frange noire (asymétrie des bras) Puissance en sortie minimale recyclage (longueur moyenne de l’interféromètre) Puissance stockée maximale
• Maintien de la frange noire par action sur le miroir ouest
• Maintien de la longueur de recyclage par : action sur le miroir de recyclage pour les fréquences < 3 Hz action sur la fréquence du laser au-delà Choix de la référence la plus stable
La Folie des (ordres de) grandeurLa Folie des (ordres de) grandeur
Données du7 Mars 2002
Bruitsdu laser
Bruit de pointécouplé aux
désalignements
Contrôles angulaires
Hz
Sensibilité obtenue : ~ 5 10-20 / Hz
La Folie des (ordres de) grandeurLa Folie des (ordres de) grandeur
Sensibilité du Michelson (12/01):5 10-12 m à 500 HzHz /
Recyclage (Gain ~ 100 en moyenne) Double boucle (partage des corrections à 3 Hz)
Aujourd’hui : 4 10-15 m / ~ 7 10-16 / (bras de 6 m) Hz Hz
HzObjectif : ~ 3 10-23 / à ~ 1 kHz
Gains sûrs CITF Virgo :
500 63000 : bras des Taille
Il manque encore troisordres de grandeur…
Cavités Fabry-Perot : 30
La Folie des (ordres de) grandeurLa Folie des (ordres de) grandeur… Il reste d’autres bruits limitants sur lesquels gagner.
Le problème est qu’il est difficile de savoir a priori ce que ces améliorations vont réellement apporter.
• Gains au niveau des contrôles locaux• Alignement automatique• Utilisation du Mode-Cleaner de sortie• Amélioration de la stabilité du laser Couverture du banc optique auxiliaire Isolation acoustique laser auxiliaire laser final (pour Virgo) fréquence puissance pointé
• Diminution des bruits électroniques• Répartition fréquentielle de la correction
La sensibilité actuelle est difficile à extrapoler à Virgo
Correctionsdans des
bandes defréquencedonnées
Un exemple : l’alignement automatiqueUn exemple : l’alignement automatiqueMise en place de l’alignement automatique :
Réduction des fluctuations de la puissance stockée Diminution des couplages entre les fluctuations du laser et les désalignements des miroirs Gains en sensibilité au-delà de ~ 10 Hz
Utilisation du mode cleaner de sortie Gain d’un facteur 100 sur la puissance reçue en sortie de l’interféromètre (changement de photodiode) Amélioration de deux ordres de grandeur de la sensibilité autour du kHz (là ou elle est limitée par le bruit de la photodiode de sortie).
Gains difficiles à quantifier précisément Gains importants mais localisés dans une bande
de fréquence particulière où le bruit était limitant
Evolution de la sensibilité du CITFEvolution de la sensibilité du CITF
Bande de fréquenc
e
Michelson (E0)
CITF Recyclé
Gain
2 Hz
10 Hz1.1 10-9 3.8 10-
11 ~ 30
10 Hz
100 Hz1.3 10-10 1.7 10-
12 ~ 75
100 Hz
5 kHz1.9 10-10 7.0 10-
13
~ 270
Evolution du RMS (mètres)dans différentes
bandes de fréquence
ConclusionsConclusions
• Premiers contrôles de cavités suspendues Michelson simple (juin 2001) CITF recyclé (décembre 2001)
Validation des chaînes d’acquisition et de contrôle + fonctionnement satisfaisant des suspensions
• Améliorations importantes du niveau de sensibilité
• Niveau de bruit encore important Problème principal : système d’injection non disponible Limites du laser auxiliaire atteintes (puissance, stabilité)
• Potentiel significatif d’amélioration la fin des tests (juin) En particulier : alignement automatique • Début du commissioning de Virgo : janvier 2003• Première prise de données physiques : prévue pour fin 2003