Détection des ondes gravitationnelles : Où en est Virgo ? Romain Gouaty, doctorant au LAPP LPTA, le 11 Avril 2006 Sources d’ondes gravitationnelles et enjeux de la détection L’expérience Virgo et son commissioning L’analyse des bruits instrumentaux Performances atteintes pendant l’été 2005 Statut des autres interféromètres Perspectives à court et moyen terme

Les ondes gravitationnelles Ondes gravitationnelles = perturbations de la métrique Propriétés : - Ondes planes, transverses - Propagation à la vitesse de la lumière - 2 états de polarisation Modification des distances entre des masses libres Rayonnement de quadrupôle  nécessite des mouvements asymétriques de matière Amplitudes très faibles  nécessite des sources compactes, massives, relativistes Objets astrophysiques : trous noirs, étoiles à neutrons, supernovae t 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, …

Une preuve indirecte : 1913+16 Système binaire 1913+16 découvert en 1974 par Hulse et Taylor : - formé de 2 étoiles à neutrons (1.4 Masses solaires) - une de ces étoiles est un pulsar Décroissance de la période orbitale en accord avec une perte d’énergie par émission d’ondes gravitationnelles  Une preuve indirecte de l’existence des ondes gravitationnelles

Sources : les coalescences Système binaire formé de 2 objets compacts : étoiles à neutrons, trous noirs Fin de vie du système  Coalescence des deux étoiles Signal d’onde gravitationnelle connu (fonction des masses) Signal distribué surtout aux basses fréquences, mais atteint qqs 100 Hz dans les dernières secondes Amplitude : h ~ 10-22 à 10 Mpc Evènements rares : entre ~ 1 évènement par siècle et qqs évènements par an pour LIGO-Virgo 0.5 s

Exemples de formes d’onde Sources : les supernovae Effondrement gravitationnel d’étoiles massives en fin de vie formation d’étoile à neutrons ou de trou noir Asymétrie  onde gravitationnelle Phénomène impulsif (durée  10 ms) Forme d’onde difficilement prédictible Amplitude très incertaine : h ~ 10-25 - 10-21 à 10 Mpc Taux d’évènements : 3/siècle dans la galaxie 1 - 10/an dans l’amas Virgo (10 Mpc) Exemples de formes d’onde

Sources : les pulsars Etoile à neutrons en rotation Etoile non axi-symétrique  émission d’onde gravitationnelle Amplitude difficilement prévisible : Ralentissement observé  limite supérieure hmax ~ 10-24 pour le Crabe Signal périodique  peut être intégré sur de longues durées Environ 1000 pulsars connus mais beaucoup à basse fréquence N (log) f (Hz)

Les enjeux scientifiques de la détection des ondes gravitationnelles Réaliser la première détection directe des ondes gravitationnelles Tester la description de la gravitation par la Relativité Générale Vérification de leurs propriétés (vitesse, polarisation) OG émises dans des régions denses  test en champ fort Une nouvelle fenêtre d’observation de l’univers Coïncidences avec d’autres moyens d’observations : photons, GRB, neutrinos Observation de régions opaques aux ondes e.m. Implications cosmologiques : systèmes binaires = chandelles standards, fond stochastique primordial d’ondes gravitationnelles

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

Suspension des miroirs L’expérience Virgo Effet d’une onde gravitationnelle Laser 3000 m Cavité Fabry-Pérot 144 m Mode Cleaner d’entrée 20 W  = 1064 nm Miroir de recyclage Séparatrice Mode Cleaner de sortie Photodiodes Bras Ouest 500 W But de Virgo : detecter OG Effet des OG modifier les distances entre des masses libres, effet en opposition de phase selon deux axes perpendiculaires. Cette effet permet d’envisager la detection avec un dispositif de type interferometre, constitue d’une source laser et de deux bras. En presence d’une OG, etc…, cavite FP, cavite de recyclage… Les miroirs sont suspendus par des pendules, ce qui permet une isolation sismique a haute frequence, mais a basse frequence ils bougent. Donc on a besoin d’un systeme d’asservissement pour maintenir l’itf a son point de fonctionnement. Sensibilité d’un interféromètre limitée par le bruit de photons  Plus petit déplacement mesurable : Cavité Fabry-Perot :  30 aller-retours  chemin optique 200 km Cavité de Recyclage : puissance x 50 Suspension des miroirs

Stratégie de contrôle + - 0 Miroirs soumis au bruit sismique à basse fréquence  nécessité de contrôler leur position 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 Contrôle de la différence de longueur des cavités Fabry Perot Laser 0 B1 + - B5 Miroir de recyclage Séparatrice Asservissement de la fréquence du laser B2 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

Les bruits fondamentaux de Virgo Vibrations acoustiques + fluctuations d’indice dans le tube  solution : faisceau laser et miroirs placés sous vide (10-8 mbar) Bruit sismique : basses fréquences Utilisation de Super-Atténuateurs (série de pendules en cascade)  isolation sismique au-dessus de quelques Hz Bruit thermique : mouvement aléatoire des miroirs relié à la dissipation d’énergie thermique Bruit de photons (hte fréquence) Bruit de miroir (100-200 Hz) Bruit de pendule ( 100 Hz) Modes violons (résonances hte fréquence)

Sensibilité nominale Bruit sismique Bruit thermique Bruit de photons Penser à expliquer ce qu’est la sensibilité : Plus petite amplitude détectable, compte tenu du niveau dans le signal de l’itf En fonction de la fréquence de l’OG que l’on veut détecter

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 : de fin 2003 à fin 2005 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 : de fin 2003 à fin 2005 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 : de fin 2003 à fin 2005 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 Historique : Contrôle de la cavité FP du bras nord : Oct 2003 Contrôle de l’itf recombiné (avec les 2 cavités FP) : Fev 2004 Laser Bras Nord Bras Ouest Cavité de recyclage

Les sensibilités du commissioning Fabry Perot Recombiné (8 W) Virgo (0.8 W) (10 W) Design

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 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  Réduction de la source de bruit et/ou Atténuation du mécanisme de couplage

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 (0,8W) Design (10W) Exemple développé : identification du bruit de contrôle longitudinal de la séparatrice Bruits de contrôle Bruit « électronique » lié à la quantité de signal arrivant sur les photodiodes

Exemple du bruit de contrôle longitudinal de la séparatrice : Les trois étapes de l’identification d’un bruit

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

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 Améliorations futures :  optimisation du filtre de la boucle de contrôle  compenser ce bruit en introduisant une correction supplémentaire sur les miroirs des Fabry-Perot

Le bruit électronique de la chaîne des actionneurs Autre exemple : Le bruit électronique de la chaîne des actionneurs

Electronique des actionneurs Mesure du bruit des actionneurs Mesure du bruit des DAC ( i) Bruit des DAC Laser Pendule Modèle pour un DAC = bruit mesuré x TF_mécanique(iL) bruit total = somme quadratique (pour les 5 miroirs) Electronique des actionneurs i (Ampères) DAC Bobine Newton DAC Bobine L (mètres)

Bruit des actionneurs Vs Sensibilité Sensibilité du run C4 (recombiné, 8 W) Bruit des DAC (modèle C4) Sensibilité du run C5 (recyclé, 0.8 W) Bruit des DAC (modèle C5, extrait d’une mesure) Design de VIRGO Pendant C4, le bruit des DAC limitait la sensibilité entre 80 et 300 Hz  amélioration de l’électronique des actionneurs  bruit des DAC   d’autres améliorations effectuées pour atteindre le design (suivent la progression de la sensibilité)

Bruit haute fréquence pendant le run C5

Bruit haute fréquence du run C5 Bruit de lecture attendu = bruit de photons + bruit électronique mesuré sans faisceau laser 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 de phase 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 x 20 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

Bruit haute fréquence du run C5 Bruit de lecture attendu = bruit de photons + bruit électronique mesuré sans faisceau laser 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 de phase 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 de phase d’un facteur  100 à 1 kHz (run C6)

La simulation au service de l’analyse des bruits

Principes de la simulation Objectifs de la simulation : Confirmer 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 Anticipation de bruits qui pourraient limiter la sensibilité future SIESTA : simulation dans le domaine temporel développée par la collaboration - Caractéristiques des miroirs (courbure, pertes, réflectivité) Boucles de contrôle Electronique des photodiodes Pour obtenir des résultats pertinents :  simuler les systèmes d’asservissement de manière réaliste

Impact du bruit électronique des photodiodes sur la sensibilité + Laser - 0 B5 B2 B1 Bruit électronique des photodiodes converti en bruit de déplacement des miroirs par les boucles de contrôle Entre 10 et 100 Hz : résultats de la simulation 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 de la séparatrice)

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 simplifiée pendant C6) 1 jour

Le run C6 : améliorations de la sensibilité Meilleur filtrage du bruit de contrôle longitudinal de la séparatrice Améliorations des contrôles angulaires de la séparatrice Amélioration de l’électronique Amélioration du contrôle angulaire

Le run C7 (Septembre 2005) Quand ? du 14 au 19 Septembre 2005 (5 jours de prise de données) Objectif: Tester les dernières améliorations avant le shut down de l’automne 2005 Principales nouveautés : Alignement automatique sur 5/6 miroirs + corrections réparties entre plusieurs étages des suspensions. Stabilité: Manque de temps pour optimiser la robustesse de l’interféromètre  Cycle utile: 65 % (au lieu de 86 % pour C6) Mais des améliorations de la sensibilité : Presque un ordre de grandeur de gagné jusqu’à 200 Hz par rapport à C6 Des améliorations à haute fréquence

Horizon du run C7 Horizon compris entre 1 et 1.4 Mpc 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

 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 réseau mondial d’interféromètres GEO VIRGO TAMA AIGO LIGO

LIGO (Etats-Unis) Deux sites : Hanford (Washington) : deux interféromètres de 4 km et 2 km Livingston (Louisiane) : interféromètre de 4 km Des similitudes et des différences : Mêmes configurations optiques Des suspensions moins sophistiquées

LIGO (Etats-Unis) Commissioning démarré en 1999 Sensibilité très proche du design run scientifique S5 de 18 mois (automne 2005 – printemps 2007) Effet des suspensions de Virgo Advanced LIGO : Shutdown 2010-2012 But : Gagner un facteur 10 en sensibilité

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) Prototype pour un futur interféromètre sous-terrain et cryogénique design 10-21

AIGO (Australie) Recherche et développement Contruction d’un petit interféromètre (80 m) Projet de détecteur à grande échelle ?

Perspectives

Planning des opérations Améliorations en cours - Augmentation de la puissance incidente (après shut down de la fin 2005) - Mise en place du système de contrôle complet - Chasse aux bruits instrumentaux  But : Gagner un facteur 10 sur l’horizon coalescences par rapport à C7 Runs scientifiques : 30 % du temps en 2006 en coïncidence avec le run S5 de LIGO 50 % du temps en 2007 Futur : aller au-delà du design  Projets Virgo+ et Advanced Virgo

Un impact significatif sur la sensibilité : un facteur ~ 3 Virgo+ Shutdown en 2008 pour une série d’améliorations rapides : Réduction du bruit de photons avec un laser de 50 W Réduction du bruit thermique : nouveaux miroirs et suspensions monolithiques Un impact significatif sur la sensibilité : un facteur ~ 3

Advanced Virgo Projet en cours de définition (shut down 2011-2013 ?) Laser Projet en cours de définition (shut down 2011-2013 ?) Améliorations possibles : Laser de forte puissance (200 W) Configuration optique (recyclage du signal) Utiliser des faisceaux plats (au lieu de faisceaux gaussiens) pour réduire le bruit thermique Améliorer les propriétés des miroirs : géométrie, poids, coating  réduire le bruit thermique, augmenter les finesses des cavités Objectif : Gagner un facteur 10 en sensibilité  nb d’évènements x 1000

Conclusion Bilan des deux années de Commissioning : - Contrôle de l’interféromètre complet - Amélioration de la sensibilité (de 2 à 6 ordres de grandeur) Shut down de l’automne 2005 : - remplacement du banc d’injection - remplacement du miroir de recyclage (meilleure réflectivité)  puissance x 13 Temps partagé en 2006 : - Commissioning et chasse aux bruits instrumentaux - Premier run scientifique Virgo + : upgrade précoce à moindre coût Vers des détecteurs avancés : Advanced Virgo / Advanced LIGO  sensibilité x 10 , nombre d’évènements x 1000 Activité en parallèle : début de l’analyse en réseau Fabry Perot Recombiné (8 W) Virgo (0.8 W)

Spares

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

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 () 

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 de l’électronique des actionneurs  d’abord identifié en juin 2004 (run C4)  un suivi régulier lors des prises de données ultérieures  accompagné d’améliorations techniques successives 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 Pendule Signal de correction Amplificateur Bobine DAC

Réduction de l’impact des bruits sur la sensibilité L’analyse des bruits aide à définir des améliorations techniques pour les combattre. Exemple : bruit de l’électronique des actionneurs  d’abord identifié en juin 2004 (run C4)  un suivi régulier lors des prises de données ultérieures  accompagné d’améliorations techniques successives design Amélioration de l’électronique des actionneurs Bruit electronique des actionneurs : Dans la chaine des actionneurs, convertisseurs DAC et ampli qui generent du bruit, converti en bruit de position des miroirs Pendule Signal de correction Amplificateur Bobine DAC

Carte de démodulation ACp ACq A D C 16bits 20kHz Photodiode RF BF RF G1 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 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

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

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

Virgo + Commencer à creuser le bruit de photons et le bruit thermique pendulaire Laser de puissance moyenne 50 W Suspensions monolithiques  Gain d’un facteur 4 sur l’horizon pour les coalescences de systèmes binaires

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

LISA Bande passante des détecteurs terrestres limitée par le bruit sismique => placer l’interféromètre dans l’espace : projet LISA Bande passante : 10-4 – 1 Hz - d’autres types de sources - complémentaire des détecteurs terrestres LISA: Interféromètre spatial (NASA-ESA) 3 satellites, distants de 5.106 km lancement : ? 1 an d’intégration