Nicolas Arnaud CPPM 08 avril 2002

Présentation au sujet: "Nicolas Arnaud CPPM 08 avril 2002"— Transcription de la présentation:

1 Nicolas Arnaud CPPM 08 avril 2002
Etude expérimentale de la partie centrale du détecteur Interférométrique d’ondes gravitationnelles Virgo Nicolas Arnaud CPPM avril 2002

2 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

3 Nature géométrique de l’espace-temps
Les Ondes Gravitationnelles Nature géométrique de l’espace-temps courbé par la matière Relativité Générale Rmn- R gmn = Tmn Equations d’Einstein Tenseur de Riemann  Courbure Tenseur Énergie-impulsion  Matière Développement de la métrique : hmn : métrique de Minkowski hmn : petite perturbation |h| << 1 gmn = hmn + hmn  Propagation d’un champ hmn sur un espace temps-plat à la vitesse de la lumière c hmn : ondes gravitationnelles

4 Les Ondes Gravitationnelles
Effet sur un anneau de particules-test  Modification différentielle des longueurs L L + DL Amplitude gravitationnelle

5  Les Ondes Gravitationnelles
Pas d’expérience de Hertz ni de source terrestre suffisante  Seules des sources astrophysiques peuvent être détectées Ingrédients pour une bonne émission : grande asymétrie a vitesses relativistes ( v/c ~ 1) compacité C ~ 1 Corps Trou Noir Etoile à neutrons Soleil Terre C 1 0.3 4 10-6 10-9 (Joseph Weber 1974) Emission à deux fois la fréquence naturelle du système

6 Sources, signaux et méthodes de détection
Binaires compactes spiralantes Signal connu par développement post-newtonien (en v/c)  Détection par la méthode du filtrage adapté (Corrélation avec le signal lui-même)

7 Sources, signaux et méthodes de détection
Signaux impulsionnels Mergers Supernovae Formes d’onde mal prédites (accessibles seulement en simulation)  modèles Mais : grande dépendance dans les conditions initiales et dans l’évolution de la simulation  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)

8 Sources, signaux et méthodes de détection
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

9 Quelques 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) Book Keeping Database en préparation Grande puissance de calcul nécessaire pour le calcul on-line 300 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

10 Détecter en coïncidence
Pourquoi ? 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 : g, n LIGO : 4 km VIRGO : 3 km GEO : 600 m TAMA : 300 m AIGO : 500 m

11 Réponse non uniforme pour un interféromètre
L’amplitude détectable est une combinaison linéaire des deux polarisations h+ et h h(t) = F+ h+(t) + F h(t) Réduction d’un facteur ~ 2 en moyenne de l’intensité 2 maxima ( détecteur) 4 minima (détecteur aveugle)

12 Réseau 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

13 Coïncidences avec des détecteurs de neutrinos
Idée : 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’obtenir des informations sur les masses des neutrinos Les déterminer si elles sont dégénérées autour de l’eV Améliorer la limite supérieure actuelle (~ 3 eV pour ne) sinon

14 La détection interférométrique
OG incidente Modification du chemin optique Variation de la puissance en sortie Pdet Sensibilité :

15 Améliorations du détecteur
Utilisation d’un laser de puissance de Pin = 20 W Sensibilité 10-17 Gain : 3000  30 ~ 106 Frange blanche Laser Sensibilité : hsens ~ 10-22 10-23 Photodiode de détection  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)

16 Les Superatténuateurs (Pise)
Fréquence de résonance ~ 0.6 Hz Mode pendule du miroir L ~ 7 mètres M ~ 1 tonne structure en pendule inversé Atténuation du bruit sismique ~ 1014 à 10 Hz

17 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 mbar (spécif. : 10-8, 10-9 pour H2) très peu d’hydrocarbure dégazage H2 ~ 5 à 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

18 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 > % 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 mm au centre ! Avant Après

19 Courbe de sensibilité de Virgo
«Mur sismique» Bruit thermique miroirs Modes pianos Bruit thermique Bruit de photon Minimum ~ entre ~ 500 Hz et 1 kHz

20 Le détecteur Virgo et le CITF
Configuration actuelle des tests Problèmes sur le système d’injection P ~ 160 mW P = 10 W

21 CITF 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 Contrôle longitudinal « Locking »  résonances des cavités dl ~ – m Contrôle angulaire « Alignement »  miroirs alignés dq ~10-9 – 10-7 rad But :

22 Les 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 des contrôles locaux au contrôle global (sauf séparatrice)

23 les mouvements résiduels
Contrôles locaux et Contrôle Global Contrôles locaux au niveau de chacun des miroirs  diminuer les mouvements résiduels de rotation : qx et qy Contrôle global du détecteur  maintenir le point de fonctionnement Fréquence du contrôle longitudinal : 10 kHz angulaire : 500 Hz Pas d’amortissement en z

24 Contrôler le CITF D5 D1 Frange noire : photodiode D1 en sortie de l’interféromètre  Action sur le miroir Ouest Recyclage : photodiode D5 réflexion sur la seconde face de la lame séparatrice  Action sur le miroir de Recyclage

25 1er contrôle du Michelson : 13 juin 2001
Intervalle entre deux franges : ~ 0.5 mm Signal d’erreur Puissance en sortie de l’interféromètre

26 Etude 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 contrôle sans interruption lors du Run E0

27 Exemples de pertes de contrôle lors des Runs

28 Contrôle du recyclage Un problème complexe :
deux longueurs au lieu d’une seule signaux couplés résonance étroite de la cavité de recyclage Temps de traversée de la résonance : BP contrôle < à 100 Hz force applicable limitée Force nécessaire pour acquérir le contrôle : signal D5 au niveau du bruit électronique (~ mW) hors résonance de la cavité de recyclage (Plaser ~ 160 mW, Trecyclage ~ 1.5 % et R2nd face  )

29 Stratégie de contrôle du recyclage
Agir au bon moment sur l’interféromètre Isoler la « bonne » résonance Agir le plus longtemps possible Stratégie mise en place dans le Contrôle Global Simplifier l’acquisition du contrôle :  Faibles vitesses recherchées Mais : 0.6 Hz (mode pendule du miroir, grand Q)

30 Premier contrôle du CITF recyclé : 16/12/2001
Frange noire moins « noire » 5.8 W Larges fluctuations de Pstockée Gain ~ 70 Faible gain de l’asservissement Défauts d’alignement  l’alignement automatique est nécessaire pour progresser.

31 Configuration 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

32 La Folie des (ordres de) grandeur
Données du 7 Mars 2002 Contrôles angulaires Bruits du laser Bruit de pointé couplé aux désalignements Hz

33 La Folie des (ordres de) grandeur
Sensibilité du Michelson (12/01): m à 500 Hz Aujourd’hui : m /  ~ / (bras de 6 m)  Recyclage (Gain ~ 100 en moyenne)  Double boucle (partage des corrections à 3 Hz) Objectif : ~ / à ~ 1 kHz Gains sûrs CITF  Virgo : Cavités Fabry-Perot : 30  Sensibilité obtenue : ~ / Il manque encore trois ordres de grandeur…

34 La 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 Corrections dans des bandes de fréquence données La sensibilité actuelle est difficile à extrapoler à Virgo

35 Un exemple : l’alignement automatique
Mise 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

36 Evolution du RMS (mètres)
Evolution de la sensibilité du CITF Bande de fréquence Michelson (E0) CITF Recyclé Gain 2 Hz  10 Hz ~ 30 100 Hz ~ 75 5 kHz ~ 270 Evolution du RMS (mètres) dans différentes bandes de fréquence

37 Conclusions 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