Analyse de la sensibilité de Virgo Romain Gouaty, doctorant au LAPP APC, le 6 Avril 2006 Introduction : l’expérience Virgo et son commissioning L’analyse des bruits instrumentaux Performances atteintes pendant l’été 2005 Perspectives à court et moyen terme

Virgo Collaboration Franco-Italienne (5 laboratoires français, 6 italiens), ~120 physiciens Site : Cascina (près de Pise)

Comment détecter les ondes gravitationnelles ? Effet d’une onde gravitationnelle sur des masses libres Un interféromètre de Michelson est bien adapté : Miroirs suspendus => ‘masses en chute libre’ Onde gravitationnelle => déphasage h = L/L L = différence de longueur entre les deux bras L = longueur des bras Miroir suspendu Miroir suspendu Séparatrice Photodiodes LASER () 

Le bruit de photons et la configuration optique de Virgo Principale limitation d’un interféromètre : bruit de photons Plus petit déplacement relatif mesurable  Bras Ouest Mode Cleaner d’entrée Cavité Fabry-Pérot 3000 m Séparatrice 144 m Bras Nord Laser 500 W 3000 m 20 W  = 1064 nm Miroir de recyclage Mode Cleaner de sortie Photodiodes Cavité Fabry-Pérot :  32 aller-retours  L’  100 km Cavité de Recyclage : puissance x 50   bruit de photons Contrôle de la position des miroirs nécessaire

Stratégie de contrôle + - 0 But : maintenir les cavités alignées et résonnantes, et l’interféromètre verrouillé sur la frange noire  asservissement de la position des miroirs, et contrôle de la fréquence du laser + Miroir de recyclage Séparatrice Laser - 0 B5 Le but du systeme d’asservissement est d’aligner les miroirs, maintenir les cavites a leur longueur de resonance, verrouiller l’interferometre sur la frange noire de la figure d’interference. Pour agir sur la position des miroirs, utilisation d’actionneurs installes au bas de la suspension. Pour determiner les corrections, on utilise des signaux d’erreur que l’on extrait a partir des faisceaux, grace a des photodiodes. Ces faisceaux renseignent sur l’etat de l’interference, donc fournissent une mesure des deplacements de miroirs. On visualise ici le schema des boucles de controle de la position longitudinale des miroirs. Dire que la precision requise est de l'ordre du picometre B2 Contrôle de la différence de longueur des cavités Fabry Perot B1 Asservissement de la fréquence du laser

Le Commissioning de Virgo Objectifs :  Mise en place des systèmes de contrôle  Atteindre la sensibilité nominale Run technique : Prise de données (4 ou 5 jours) marquant chaque avancée  Vérifier la stabilité des contrôles  Mesure de sensibilité / Etudes de bruits  Entraînement à l’analyse de données Historique : Contrôle de la cavité FP du bras nord : Oct 2003 Bras Ouest Bras Nord Laser

Le Commissioning de Virgo Objectifs :  Mise en place des systèmes de contrôle  Atteindre la sensibilité nominale Run technique : Prise de données (4 ou 5 jours) marquant chaque avancée  Vérifier la stabilité des contrôles  Mesure de sensibilité / Etudes de bruits  Entraînement à l’analyse de données Historique : Contrôle de la cavité FP du bras nord : Oct 2003 Contrôle de l’itf recombiné (avec les 2 cavités FP) : Fev 2004 Bras Ouest Bras Nord Laser

Le Commissioning de Virgo Objectifs :  Mise en place des systèmes de contrôle  Atteindre la sensibilité nominale Run technique : Prise de données (4 ou 5 jours) marquant chaque avancée  Vérifier la stabilité des contrôles  Mesure de sensibilité / Etudes de bruits  Entraînement à l’analyse de données Historique : Contrôle de la cavité FP du bras nord : Oct 2003 Contrôle de l’itf recombiné (avec les 2 cavités FP) : Fev 2004 Contrôle de Virgo : Oct 2004 Bras Ouest Bras Nord Laser Cavité de recyclage

Lumière rétrodiffusée Un exemple de difficulté imprévue Lumière diffusée dans la cavité mode cleaner  Interférences parasites Empêche le contrôle de l’interféromètre dans la configuration Virgo Solution provisoire : abaisser la puissance du faisceau incident d’un facteur 10 (septembre 2004) Commissioning de la configuration Virgo avec seulement 0.8 W Solution finale : installation d’un nouveau banc d’injection (shut down de l’automne 2005) Permet de travailler à nouveau avec  10 W de puissance incidente miroir de recyclage Cavité mode cleaner Lumière rétrodiffusée

Les sensibilités du commissioning Fabry Perot Recombiné (8 W) Virgo (0.8 W) (10 W) Design Sensibilité limitée par des bruits instrumentaux : Pour combattre ces bruits, on a besoin de : - les identifier - comprendre leur mécanisme de propagation dans l’interféromètre - réaliser les “upgrades” techniques nécessaires

L’analyse des bruits instrumentaux

Méthode d’analyse 1. Première étape : Identifier les sources de bruits éventuelles  Recherche de cohérence entre le signal de l’interféromètre et les autres canaux (signaux d’erreur, signaux de correction envoyés sur les miroirs, capteurs de bruit d’environnement) 2. Deuxième étape : Comprendre le mécanisme de propagation du bruit  Elaboration d’un modèle analytique  Complété par des études en simulation (programme SIESTA développé par la collaboration) 3. Etape finale : Projection du bruit sur la courbe de sensibilité  Modèle analytique et/ou  Mesure de fonction de transfert, en injectant du bruit  Validation de l’analyse : bruit identifié et mécanisme de propagation compris  Amélioration du système concerné et/ou réduction de la source de bruit

Sensibilité du Run C5 (décembre 2004) Haute fréquence (400 Hz - 10 kHz) : bruit « électronique » sur le signal de l’interféromètre Basse fréquence (10 Hz - 100 Hz) : bruits introduits par les contrôles (longitudinaux, angulaires) Sensibilité du run C5 (0,7W) Design (10W) Exemple développé : identification du bruit de contrôle longitudinal de la séparatrice Bruits de contrôle Bruit « électronique » lié à la quantité et la qualité du signal arrivant sur les photodiodes

Contrôle longitudinal Contrôle longitudinal Identification des sources de bruit avec la cohérence Principale difficulté : Couplage entre plusieurs systèmes - des signaux de mesure sensibles à différents degrés de liberté - couplage via les boucles d’asservissement Fonctions de cohérence entre le signal de l’interféromètre et les signaux de correction de la séparatrice Contrôle longitudinal Séparatrice Contrôle angulaire Signal de l’interféromètre (B1) Contrôle longitudinal Contrôle angulaire Comment identifier le controle responsable du bruit ? Requiert une experience de ce type de problematique, calcul plus sophistique tenant compte des coherences mutuelles. Une fois la source de bruit presumee, verifier l’hypothese par l’elaboration d’un modele de propagation, qui permet en outre de s’assurer de la comprehension du mecanisme de propagation. Comment identifier le contrôle responsable de l’introduction du bruit ?  développer un modèle après avoir retenu une hypothèse sur la source

Elaboration d’un modèle de propagation But : convertir le bruit en un déplacement équivalent des miroirs de bout de bras 1/ Modèle analytique FT(actionneurs) = FT(électronique) x FT(pendule) DAC Signal de correction (Volts) Bobine i (Ampères) Newton Electronique des actionneurs Pendule Zoom sur les actionneurs Signal de correction (Volts) leq/2 Cavité Fabry-Perot résonante  32 aller-retours Filtre leq/2 FT(actionneurs) Volts mètres B5q Modèle : leq = Signal de correction x FT(actionneurs) x 1/32 2/ Mesure directe de fonction de transfert : Signal appliqué sur les actionneurs de la séparatrice  mesure de leq

Comparaison du modèle avec la fonction de transfert mesurée Bruit de contrôle de la séparatrice : Modèle analytique Mesure de la fonction de transfert Bon accord entre le modèle analytique et la mesure de fonction de transfert  validation du modèle de propagation  quelle contribution par rapport à la courbe de sensibilité ?

Confrontation du modèle à la sensibilité mesurée Bruit de contrôle de la séparatrice : Modèle analytique Mesure de la fonction de transfert Sensibilité obtenue le 03 juin 2005 Bon accord entre 20 et 50 Hz  Sensibilité limitée par un bruit introduit par la boucle de contrôle de la séparatrice Région des résonances mécaniques du banc d’injection Améliorations futures :  optimisation du filtre de la boucle de contrôle  compenser ce bruit en introduisant une correction supplémentaire sur les miroirs des Fabry-Perot  remplacement du banc d’injection (déplacement des résonances)

Bruit haute fréquence du run C5 bruit électronique (sans faisceau laser) au même niveau que bruit de photons Quand le faisceau laser atteint la photodiode :  bruit du signal de l’interféromètre : x 20  400 Hz - 10 kHz : bruit proportionnel à la quantité de signal arrivant sur la photodiode, et sensible à la qualité de l’alignement Sensibilité du run C5 Bruit électronique Bruit de photons Perspectives d’amélioration Amélioration des performances des contrôles angulaires des miroirs (alignement automatique) Modification de l’électronique de la chaîne de lecture des photodiodes x 20

Performances atteintes pendant l’été 2005 C6 (29 Juillet – 12 Août 2005) C7 (14 - 19 Septembre 2005)

Puissance dans la cavité de recyclage (u.a.) Le run C6 (Août 2005) Quand ? : du 29 juillet au 12 Août 2005  14 jours de prise de données avec un cycle utile de 86% De gros progrès en stabilité (record : interféromètre maintenu à son point de fonctionnement pendant 40h) Puissance dans la cavité de recyclage (u.a.) Run C6 (août 2005) Run C5 (décembre 2004) Stabilité améliorée par la qualité de l’alignement:  Implémentation d’un alignement automatique (version simplifié pendant C6) 1 jour

Le run C6 : améliorations de la sensibilité Réduction du bruit de contrôle longitudinal de la séparatrice : Filtré à partir de 50 Hz (au lieu de 100 Hz) Améliorations des contrôles angulaires de la séparatrice Réduction de la quantité de signal arrivant sur la photodiode (contrôles angulaires)

Mais des améliorations notables de la sensibilité... Le run C7 (Septembre 2005) Quand ? du 14 au 19 Septembre 2005 (5 jours de prise de données) Objectif: Tester les dernières améliorations techniques (obtenues en 1 mois) juste avant l’arrêt programmé pour le remplacement du banc d’injection. Principales nouveautés : Alignement automatique implémenté sur 5/6 miroirs + signaux de corrections répartis entre plusieurs étages des suspensions. Stabilité: Cycle utile: 65 % (au lieu de 86 % pour C6)  Manque de temps pour optimiser la robustesse de l’interféromètre après les dernières mises à niveau. Mais des améliorations notables de la sensibilité...

Sensibilité du run C7 Août 2005 Septembre 2005 Presque un ordre de grandeur de gagné jusqu’à 200 Hz par rapport à C6 Des améliorations à haute fréquence Août 2005 Septembre 2005 Améliorations des contrôles (en particulier alignement automatique) Réduction de l’impact du bruit de photons des photodiodes

 Augmenter la puissance Budget de bruit du run C7 Bruits de contrôle Bruits de lecture  Augmenter la puissance Bruit d’environnement (vibrations de l’appareillage non isolé)  améliorer l’isolation des bancs optiques, chasse à la lumière diffusée

Préparation à l’analyse de données Test de la chaîne d’analyse de données pendant les runs techniques Injection d’évènements (software et hardware) dans les données pour simuler : - des coalescences d’étoiles binaires - des bursts (supernovae) Premières définitions de vetos Distribution du rapport signal sur bruit pour une recherche de coalescences binaires Faux évènements Sans veto avec vetos simples Préparation de l’analyse en réseau avec LIGO : Buts : exclusion d’évènements de bruit, meilleure couverture du ciel, extraction des paramètres physiques des ondes

Le contexte international : LIGO Deux sites : Hanford (Washington) : deux interféromètres de 4 km et 2 km Livingston (Louisiane) : interféromètre de 4 km Commissioning démarré en 1999 Sensibilité très proche du design run scientifique S5 de 18 mois (automne 2005 – printemps 2007) Effet des suspensions de Virgo

Perspectives Actuellement : mise en route de l’interféromètre Virgo à puissance nominale + chasse aux bruits instrumentaux Runs scientifiques : 30 % du temps en 2006 en coïncidence avec le run S5 de LIGO 50 % du temps en 2007 Virgo + : shutdown en 2008 pour une série d’améliorations rapides Réduire le bruit de photons (laser de 50 W) Réduire le bruit thermique (suspensions monolithiques, nouveaux miroirs, …) Advanced Virgo : en cours de définition ( shut down en 2011 ?) But : Gagner un facteur 10 en sensibilité  nb d’évènements x 1000

Spares

Preuve indirecte des ondes gravitationnelles Pulsar 1913+16 (découvert en 1974 par Hulse et Taylor) Décroissance de la période orbitale en accord avec une perte d’énergie par émission d’OG

Les enjeux scientifiques de la détection des ondes gravitationnelles Principaux objectifs : Réaliser la première détection directe des ondes gravitationnelles Etude de l’interaction gravitationnelle par de nouveaux tests de la RG Une nouvelle fenêtre d’observation de l’univers, complémentaire des autres messagers (ondes e.m., rayons cosmiques) Sources les plus prometteuses pour les interféromètres actuels : Coalescences de systèmes binaires d’étoiles à neutrons ou de trous noirs Supernovae Pulsars OG = predites a partir de la relativite generale, mais OG encore jamais mises en evidence de maniere directe, Une excellente preuve indirecte a ete apportee par l’observation du pulsar en systeme binaire 1913+16 en 1974, par J.H. Taylor et R.A. Hulse. But des experiences de type Virgo : realiser premiere detection directe. Une nouvelle fenetre d’observation de l’univers car on s’attend a ce que les og soient emises par des evenmts astro, …

Sources: binary system coalescences Binary system formed by two compact objects (neutron stars, black holes) at end of life The two stars coalesce The shape of the gravitational wave signal is known (depends on masses) This is a rare phenomenon: from statistical study: ~ 10-6-3.10-5 /year in the Galaxy stellar evolution model: - ~ 3.10-5 -3.10-4 /year in the Galaxy - less events with black holes but stronger signal => 2-3/year

Sources: supernovae Supermassive star collapses => neutron star, black hole formation Gravitational wave signal: pulses (~ 1ms) Shape not easy to predict Amplitude depends on the asymmetry of the collapse: h ~ 10-25 - 10-21 at 10 Mpc << 1 /year in the Galaxy 1-10/year in the Virgo cluster (10Mpc) Coincidences with other observations: photons, neutrinos

Sources: pulsars Neutron star in rotation: Emission of gravitational waves if the star is asymmetric Amplitude is difficult to predict:  = asymmetry of the star = ? Upper limit can be set with the observation of the slow down due to gravitational waves emission ~ 800 pulsars are known but few around few 100 Hz Weak signal but it is always there => can be integrated over long periods! N (log) f (Hz)

Distance de l’amas Virgo = 15 Mpc Sources d’ondes gravitationnelles et sensibilité nominale Bruit sismique Bruit thermique Bruit de photons Distance de l’amas Virgo = 15 Mpc

Virgo Collaboration Franco-Italienne (5 laboratoires francais, 6 italiens), ~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 (upgrades, installations en bout de bras) depuis l’été 2003: Commissioning de Virgo

Remplacement du banc d’injection Intégration d’un isolateur évitant le retour de la lumière réfléchie par l’interféromètre  immunité vis-à-vis des défauts du mode-cleaner Améliorations des propriétés mécaniques (résonances) optiques (faisceaux tronqués, parasites…) Ce changement doit nous permettre de travailler à puissance incidente nominale… ou presque Actuellement : PLASER = 22 W  PIncidente ITF = 8 W Pertes sur le banc laser  travail en cours Pertes dans le mode-cleaner d’entrée  à moyen terme, remplacement du miroir d’extrémité

Contrôle du Mode Différentiel Asservissement de la fréquence du laser Compensation du bruit introduit par le contrôle de la séparatrice à l’aide de la correction envoyée aux bouts de bras Technique du « alpha » + + Laser  Séparatrice - 0 - B5 B2 B1 Filtre Contrôle du Mode Différentiel B5q Asservissement de la fréquence du laser B5p

Réduction de l’impact des bruits sur la sensibilité L’analyse des bruits aide à définir des améliorations techniques pour les combattre. Exemple : bruit haute fréquence pendant le run C5 Quand le faisceau laser atteint la photodiode :  Augmentation du bruit dans le signal de l’interféromètre : x 20 par rapport au bruit de lecture attendu Bruit entre 400 Hz–10 kHz proportionnel à : la quantité de signal (sensible à la qualité de l’alignement) le bruit de l’électronique de la photodiode Perspectives d’améliorations : Contrôles angulaires des miroirs Electronique des photodiodes Bruit d’abord identifie en juin 2004, Depuis un suivi regulier de l’impact de ce bruit lors de chaque prise de donnees Alors que plusieurs ameliorations techniques ont ete progressivement apportees. Exemple pendant C6, mon analyse a montre que … L’equipe de commissioning a donc apporte de nouvelles ameliorations… Resultat : pendant le run C7, bruit abaisse d’un facteur 25 environ, Sensibilite limitee par une autre source de bruit Remarque : d’autres ameliorations prevues pour atteindre le design x 20

Réduction de l’impact des bruits sur la sensibilité L’analyse des bruits aide à définir des améliorations techniques pour les combattre. Exemple : bruit haute fréquence pendant le run C5 Quand le faisceau laser atteint la photodiode :  Augmentation du bruit dans le signal de l’interféromètre : x 20 par rapport au bruit de lecture attendu Bruit entre 400 Hz–10 kHz proportionnel à : la quantité de signal (sensible à la qualité de l’alignement) le bruit de l’électronique de la photodiode Perspectives d’améliorations : Contrôles angulaires des miroirs Electronique des photodiodes Bruit d’abord identifie en juin 2004, Depuis un suivi regulier de l’impact de ce bruit lors de chaque prise de donnees Alors que plusieurs ameliorations techniques ont ete progressivement apportees. Exemple pendant C6, mon analyse a montre que … L’equipe de commissioning a donc apporte de nouvelles ameliorations… Resultat : pendant le run C7, bruit abaisse d’un facteur 25 environ, Sensibilite limitee par une autre source de bruit Remarque : d’autres ameliorations prevues pour atteindre le design DESIGN  Réduction du bruit d’un facteur  100 à 1 kHz (run C6)

Caractéristiques de l’interféromètre VIRGO 40 Laser 3000 m Cavité Fabry-Perot 144 m Mode Cleaner d’entrée 20 W  = 1064 nm Cellule de Pockels : Modulation Miroir de recyclage Séparatrice Mode Cleaner de sortie Photodiodes du banc de détection, électronique de démodulation (deux voies : 0°, 90º) Bras Ouest Bras Nord Modulation frontale (6,26 MHz) Mode Cleaner : nettoyer le faisceau (profil de puissance gaussien) Cavité Fabry-Perot :  30 aller-retours  chem. Opt. 200 km Cavité de Recyclage : puissance x 50   bruit de photons

Carte de démodulation 41 ACp ACq A D C 16bits 20kHz Photodiode RF RF G1 RF BF G2 Filtres Compression & AA BF 0° A D C 16bits 20kHz Préampli. LO 0° LO G Déphaseur 0/90° LO 90° ACq G1 G2 Filtres Compression & AA BF 90° RF BF DC CIV Filtre AA Carte de démodulation

bruit de B1 phase vs niveau du signal sur B1 quad 42 Run C5 : bruit de phase ?  investigations bruit de B1 phase vs niveau du signal sur B1 quad Relation linéaire entre bruit haute fréquence de la voie en PHASE et niveau du signal sur la voie en QUADRATURE

Principes de la simulation Objectifs de la simulation : Confirmer les résultats extraits des données du Commissioning  vérifier l’accord entre les modèles analytiques et la simulation Modèles difficiles à élaborer en raison des couplages entre les différents degrés de liberté et de l’effet des boucles de contrôle  simulation nécessaire pour comprendre les mécanismes de propagation des bruits Estimer des paramètres mal connus en comparant la simulation aux vraies données SIESTA : simulation dans le domaine temporel développée par la collaboration - Caractéristiques des miroirs (courbure, pertes, réflectivité) Boucles de contrôle Actionneurs des miroirs et Super-Atténuateurs Electronique des photodiodes Effets dynamiques (temps de propagation de la lumière dans les Fabry-Perot)

Contrôle du Mode Différentiel Asservissement de la fréquence du laser Impact du bruit électronique des photodiodes sur la sensibilité Bruit électronique des photodiodes fournissant les signaux d’erreur des boucles de contrôle  réinjecté dans l’interféromètre + Miroir de recyclage Séparatrice Laser 0 - B5 B2 B1 Contrôle du Mode Différentiel B5q Asservissement de la fréquence du laser B5p

Impact du bruit électronique des photodiodes sur la sensibilité 45 Sensibilité de C5 (Plaser = 0.7 W) simulation : bruit électronique sur B1 (frange noire) simulation : bruit électronique sur B1 + B5p (fréquence du laser) simulation : bruit électronique sur B1 + B2 (miroir de recyclage) simulation : bruit électronique sur B1 + B5q (séparatrice) simulation : bruit électronique sur toutes les photodiodes Design de VIRGO (Plaser = 10 W) Entre 10 et 100 Hz : les résultats de la simulation sont tous en accord avec le modèle de propagation par la boucle de contrôle de la séparatrice  les bruits électroniques sont réinjectés par cette boucle Solution : amélioration des contrôles (meilleur découplage des degrés de liberté, soustraction du bruit à l’aide des corrections envoyées aux miroirs des bouts de bras)

Budget de bruit du run C6

Evolution de la distance horizon pendant le run C6 Horizon = distance maximale pour l’observation d’une coalescence binaire de 2 étoiles à neutron de 1.4 masse solaire chacune. Fin du run: la barre des 300 kpc ( 1 million d’années-lumières) est franchie ! Mpc 04/08: faisceaux parasites anéantis au NE (lumière diffusée) Première constation : non stationarités. Ne pas mentionner la nature des améliorations, sauf pour ce qui concerne la lumière diffusée. A la fin, transition vers l'analyse de données en ligne (l'horizon ne peut être calculée que si l'algorithme de recherche de coalescences binaires tournent). Sensibilité non stationnaire 10/08: Réalignement du faisceau sur le mode cleaner d’entrée => réduction du bruit en puissance 11/08: Stabilisation en puissance améliorée

Horizon du run C7 Horizon = distance maximale pour l’observation d’une coalescence binaire de 2 étoiles à neutron de 1.4 masse solaire chacune. Horizon compris entre 1 et 1.4 Mpc Maximum C6 Galaxie Andromède : située à environ 800 kpc

Sensibilité nominale et bruits fondamentaux

Bruits intrinsèques de Virgo 50 Bruits intrinsèques de Virgo Vibrations acoustiques + fluctuations d’indice dans le tube  solution : faisceau laser et miroir placés sous vide (10-8 mbar) Bruit sismique : basses fréquences Utilisation de Super-Atténuateurs (série de pendules en cascade)  limite repoussée à quelques Hz Bruit thermique : mouvement aléatoire des miroirs relié à la dissipation d’énergie thermique Bruit de photons (hte fréquence) : incertitude sur le dénombrement des photons qui frappent la photodiode Bruit de miroir (100-200 Hz) Modes violons (résonances hte fréquence) Bruit de pendule ( 100 Hz)

Aller au-delà du design S’attaquer aux bruits "fondamentaux“ Bruit de photons Laser de forte puissance Autres configurations optiques Bruit thermique des miroirs Optimiser les miroirs Géométrie, matériau, coating Minimiser le couplage Optimiser le profil du faisceau Bruit thermique pendulaire Dernier étage moins dissipatif  Suspension monolithique

Vers un réseau mondial d’interféromètres GEO VIRGO TAMA AIGO LIGO Look for events in coincidence Combined analysis is needed to extract information on the source

GEO (Royaume-Uni, Allemagne) Bras de 600 m Développement de nouvelles techniques Recyclage du signal Suspensions monolithiques (pour réduire le bruit thermique) Bras de 600 m (pas de Fabry Perot) Recyclage de la puissance Laser Recyclage du signal

TAMA (Japon) Démarrage du Commissioning en 1997 1ère expérience à atteindre une sensibilité h ~ 3.10-21 Hz –1/2 Limité par la taille des bras (300 m) design 10-21

LIGO 2 sites: Démarrage du Commissioning en 1999 Hanford (Washington): 2 interféromètres (2 km et 4 km) Livingston (Louisiana): 1 interféromètre de 4 km Démarrage du Commissioning en 1999 Les trois interféromètres sont opérationnels Runs scientifiques : S1 (Août 2002) S2 (Mars-Avril 2003) S3 (Nov-Dec 2003) S4 (Fev-Mars 2005) Run de 6 mois cette année

Advanced LIGO Advanced LIGO Début du financement en 2008 Début de l’installation en 2010 Début du commissioning en 2012 Début des observations en 2013  Horizon coalescences x 10  Taux d’événements x 1000 Advanced LIGO