Détection des Ondes Gravitationelles

Présentation au sujet: "Détection des Ondes Gravitationelles"— Transcription de la présentation:

1 Détection des Ondes Gravitationelles
Introduction à la Détection des Ondes Gravitationelles Ronald W. Hellings Montana State University et NASA Atelier Pulsars IAP Paris 1/16/06

2 Qu’est-ce qu’une onde gravitationelle?
l’espace Analogie en 2 dimensions mouvement dans cette dimension est sans signification 2 masses libres Les masses se poursuivent avec des lasers

3 L’onde gravitationelle est une onde de courbure
chaque tranche est une section d’un arc de rayon constant

4

5 Pendant que l’onde gravitationelle passe à travers l’espace...
les masses libres restent fixées à leurs points coordonnés pendant que la distance entre les deux

6 croit à cause de l’espace supplémentaire dans l’onde de courbure.
Le signale laser couvre d’avantage de distance et subit un retard

7 Pourquoi une onde gravitationelle
est-elle une déformation de l’espace? les points proches ont peu d’espace injecté les points plus éloignés ont plus d’espace injecté

8 Ondes Gravitationelles Quadrupolaires
un circle de masses d’épreuve libres h+ plus d’éspace moins d’éspace

9 Ondes Gravitationelles Quadrupolaires
un circle de masses d’épreuve libres h

10 Let’s do the math

11 Géometrie polarisation élliptique onde plane angle de polarisation
 angle de polarisation onde plane vecteur de propagation s pulsar terre

12 Le Tenseur Métrique d’Onde Gravitationelle
e.g. choisir l’axe z dans la direction de et l’axe x pour que  = 0. Alors

13 Le chemin du signal radio depuis le pulsar jusqu’à la terre
est un chemin null, donc Approximer et intégrer où

14 hij est une onde, donc réception est à émission est à et Le changement de distance est proportionnel à l’intégral de l’amplitude de l’onde.

15 Trouvons, par contre, un observable proportionnel à l’onde
en prennant la dérivée de Les ondes gravitationelles sont proportionelles à la dérivée temporelle des résidus des temps d’arrivée. Mais... dans la limite d’ondes longues (>s), et ou VIRGO bande basse-fréquence de LISA

16 La Limite Pulsar Chaque pulsar dans chaque direction a un signale de chronométrage correllé grace à ce term. Ceci permet une analyse de corrélation pondérée d’utiliser de façon optimalle les données de pulsars multiples. ~1000 ans maintenant

17 La partie corréllée du bruit de chronométrage
Pour le pulsar n dans la direction sn, on peut écrire (Ceci généralise le resultat de Hellings & Downs, 1983, qui a supposé les ondes gravationelles plane-polarisées.)

18 La corrélation des données de 2 pulsars produira
Donc où *calcul de Rick Jenet

19 L’Analyse des Données Les Données Poids Effectif Autocorrélation de h

20 Le Spectre des Ondes Gravitationelles
Temps d’observation Type Bande Sources Instrument 10 Hz  1000 Hz étoiles compactes barres, VIRGOs HF 1 jour etoiles compactes binaires 0.1 Hz  10Hz quelques jours MAGGIE, lunar LIGO MF 10 mHz  10 mHz binaires SMBHs LF 1 année LISA 1 nHz  10 mHz astrophysique cosmique 1 vie Pulsars VLF 1 nHz  0 Hz photos seulement structure cosmique COBE, MAP Planck, etc. ULF