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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?


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


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


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


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


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


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


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


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


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


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!


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


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


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.


Principe de détection des OG

Lh

L 2


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


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)


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


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):


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


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


Bruit thermique (suite)

• = 2 x 1 kHz• Q = 105

)Hz/m( ~x


«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 !!!


Éléments optiques

Laser Nd:YAG

P=20 W


Recycling


L=3kmFinesse=50



Stabilisation en fréquence du LASER

Cavité de référence (ULE)

Sous vide

Accrochée au banc d’entrée


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 !


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)


Montage de la séparatrice


Installation de la séparatrice


Séparatrice installée en juillet 2002


La mise en route de Virgo

• Première étape: partie centrale (sep 2001- juin 2002)


Laser Nd:YAG

P=10 W

Recycling


West mirror

North mirror6.4 m

5.6 m

6 m

5 engineering run de 3 jours


La mise en route de Virgo• Deuxième étape: Virgo complet: Sep 2003

Laser Nd:YAG

P=20 W


Recycling


L=3kmFinesse=50


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


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 !


Alignement des miroirsNécessaire pour:

• diminuer les variations de puissance

• diminuer le bruit non stationnaire

Auto-alignement ON1 hour


Alignement linéaire


Sensibilité actuelle

200 kpc for 1.4 NS -1.4 NS


Les limitations actuelles

Oscillator phase noise Electronic noise

photodiode Factor 3-4


Comparaison Virgo-LIGO

Virgo mai 05

LIGO S2 avril 03


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!?


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


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


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


Améliorations possibles


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


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)


Suspension monolithique

Technologie déjà éprouvée par GEOInstallation: plusieurs mois d arrêt


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)


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


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


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

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