Ondas Gravitacionais:

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1 Ondas Gravitacionais:
LIGO – uma nova geração de experiências de alta sensibilidade. Lisboa - LIP Luís Silva

2 Indice Ondas Gravitacionais. Fontes de O.G’s. LIGO. O Ruído.
O que são? Como surgem? Como se detectam? Fontes de O.G’s. LIGO. Especificações e Princípio de detecção. O Ruído. Identificação e origem dos tipos de ruído. Mitigação dos mesmos. Science Run. Estado actual de LIGO. Rede global internacional. Lisboa - LIP Luís Silva

3 Ondas Gravitacionais As ondas gravitacionais (O.G’s) são vibrações na curvatura do espaço-tempo produzidas pelo movimento da matéria. Como a int. grav. é muito fraca grandes quantidades de matéria e grandes acelerações são necessárias para produzir O.G’s com alguma amplitude significativa. As O.G’s são produzidas por eventos violentos no universo muito distante. Ex: a colisão de dois buracos negros, a explosão do núcleo de uma supernova e sistemas binários coalescentes. São produzidas no espaço-tempo. Existem 2 polarizações “+” e “x”. Manifestam-se essencialmente pelo efeito d maré. Lisboa - LIP Luís Silva

4 Ondas Gravitacionais Por analogia com as ondas E.M. sabemos que:
Am=0  Am(r,t)= em. exp{±(wt-k.r)}  em. exp{±knrn} A métrica usando a aprox. para campos fracos: gmn=mn + hmn  hmn=0  hmn= Emn. exp{±knrn} Ver no “Bergstrom” Lisboa - LIP Luís Silva

5 Ondas Gravitacionais hmn= Emn. Cos(wt-k.r)
Podemos reescrevê-la numa forma real: hmn= Emn. Cos(wt-k.r) Em que Emn obedece a certas condições: Emn tem que ter traço nulo E0n=0 (como é simétrico, En0=0) Escolhendo Z como a direcção de propagação, podemos parametrizar as polarizações da seguinte forma: Lisboa - LIP Luís Silva

6 Ondas Gravitacionais Lisboa - LIP Luís Silva

7 Ondas Gravitacionais Assim temos, 2 polarizações: “+” e “x”.
Polarização em “+” Polarização em “X” São produzidas no espaço-tempo. Existem 2 polarizações “+” e “x”. Manifestam-se essencialmente pelo efeito d maré. Logo, vai haver compressão num eixo e distensão no outro eixo  Manifestam-se essencialmente pelo efeito de forças de maré. Lisboa - LIP Luís Silva

8 Ondas Gravitacionais Estimando a ordem de grandeza da amplitude das O.G’s, verificamos que o termo dominante é o do quadrupolo h ~ G/r.d2Q/dt2 Para um sistema não simétrico (fonte) de massa “M” e sendo “R” a distância ao seu centro Q=M.R2 uma vez que vrot=R/t  d2Q/dt2 ~ 2Mv2   h ~ 4G.Ecin/r Decomposição da amplitude (h) em multipolos. Lisboa - LIP Luís Silva

9 Ondas Gravitacionais: Amplitudes
Considerando um sistema coalescente de estrelas binário: Para r ~ 3 Gpc (~ o raio de Hubble)  h ~ 10-22 Para r ~ 15 Mpc (~ o cluster de Virgo)  h ~ 10-20 Para r ~ 10 kpc (~ a Via Láctea)  h ~ 10-17 Lisboa - LIP Luís Silva

10 Fontes de O.G’s Lisboa - LIP Luís Silva
Ver em 1 na pág. 9 em “sources of gravitotional”. Falar sobre as dif. fontes. Lisboa - LIP Luís Silva

11 Fontes de O.G’s Sistemas binários coalescentes:
Sinais do tipo “Bursts”: colapso de SN, GRB’s Sinais periódicos: Pulsares Background Estocástico: Lisboa - LIP Luís Silva

12 Bandas de Freq. Lisboa - LIP Luís Silva

13 LIGO: o que é? LIGO (Laser Interferometer Gavitational-wave Observatory) LIGO é um interferómetro de Michelson com cavidades Fabri-Perot de alta sensibilidade. Cada braço tem ~4 km. Ao longo de cada braço tem massas (espelhos) suspensos. Está construído para ser sensível a variações de h ~ com uma banda de freq ~ 40 Hz – 5kHz Quanto maior for o interferómetro maior. L m. h ~ L/L Lisboa - LIP Luís Silva

14 LIGO: como se detectam? A relação entre o tamanho dos “braços” do interf. e a amplitude das O.G’s. h ~ DL/L Qto maior o braço do interferómetro mais sensível é; i.e. consegue detectar O.G’s de mais baixa amplitude. Para L= 4km  L  m A geometria perpendicular é ideal para a detecção das O.G’s. Distancia relativa Amplitude relativa Lisboa - LIP Luís Silva

15 Variação no padrão de dispersão
Princípio de deteção Detecta variações de posição das massas  Variação no padrão de dispersão Lisboa - LIP Luís Silva

16 Mas, afinal são 2 Interferómetros.
3 Em Hanford existem 2 Hanford, Washington EUA Livinstone, Louisiana Vários interferómetros separados permitem que os sinais recolhidos sejam correlacionados. Lisboa - LIP Luís Silva

17 Existem mais interferómetros
3 Km 600 m 300 m 4 Km ? Lisboa - LIP Luís Silva

18 Objectivos Físicos e Cosmológicos:
Verificar a existência das O.G’s e estudo das mesmas. Testar a sua velocidade. Testar a geometria. Outras propriedades. Verificar a existência de B.N’s. Estudo de sistemas coalescentes e supernovas.  Verificar a teoria da R.G. de Einstein e o Modelo do Big Bang. Lisboa - LIP Luís Silva

19 O Ruído O estudo e mitigação do ruído representa um grande desafio do ponto de vista tecnológico. Lisboa - LIP Luís Silva

20 Identificação do ruído
Ruído Sísmico: 0 movimento das placas tectónicas afecta essencialmente na banda dos 10Hz - 80Hz. Ruído Térmico: A vibração molecular da matéria se situa na banda dos 80Hz – 200Hz. Ruído “Shot”: depende do número de fotões que chega ao detector, se torna importante para freq. acima dos 200Hz Lisboa - LIP Luís Silva

21 Ruído Sísmico Na região entre ~10 Hz e os 100Hz há um h ~10-10
>10-18 Na região entre ~10 Hz e os 100Hz há um h ~10-10 Sistema de isolamento acústico: Subsistema composto por camadas de materiais e molas. Subsistema de controlo com “feedback” Lisboa - LIP Luís Silva

22 Redução do Ruído Sísmico
As mesas ópticas estão assentes em sistemas de atenuação de -110 dB para 100 Hz, sobre 4 camadas de borracha, metal e molas para amortecimento. Havendo 2 interferómetros separados por 3000 km, ajuda a rejeitar ruído sísmico local uma vez que funcionam em regime de coincidência. Lisboa - LIP Luís Silva

23 Redução do Ruído Sísmico
O sistema de retro alimentação (feedback) com sensores e actuadores controlado a distancia é implementado para assegurar que as massas se mantenham estáticas relativamente ao laser. Lisboa - LIP Luís Silva

24 Sistema de retro alimentação
Sismógrafo local Sinal dos sensores Sinal para os actuadores - + Lisboa - LIP Luís Silva

25 Redução do Ruído Térmico
Para T~270 K os modos internos das massas e dos fios podem ser excitados. Pode haver sobreposição com as O.G’s para LF. Escolhendo materiais com alto Q (factor de qualidade) as vibrações ficam constrangidas a uma banda de freq. mais estreita, ficando fora da freq. de detecção. A “caixa” é de material com alto Q Tais como Silica e Safíra Lisboa - LIP Luís Silva

26 Ruído de “Shot” Redução do Ruído
Depende do número de fotões que chega ao detector (fotodiodo)  É de natureza estatística i.e. ruído ~ 1/n1/2 Redução do Ruído São usados 2 métodos: A inclusão de mais um espelho na óptica (recycling mirror) Lisboa - LIP Luís Silva

27 Redução do Ruído de “Shot”
A luz que não é absorvida ou “mal dirigida” para o fotodiodo volta para o laser. Para aumentar o número de fotões no fotodiodo usa-se um espelho (recycling mirror) Lisboa - LIP Luís Silva

28 Redução do Ruído de “Shot”
O segundo método para reduzir o ruído é usar vácuo. As moléculas de gás podem fazer “scattering” da luz. O vácuo é da ordem de 10-7 torr Provavelmente, o melhor vácuo do mundo ! Lisboa - LIP Luís Silva

29 Não temos um sinal puro, mas sabemos a forma do ruído.
Outros Ruídos “Creep noise”: Quando os materiais deslizam uns nos outros; Ex: juntas mecânicas, o fio que suspende o espelho. Ruídos do laser: Estabilização. Ruído da Electrónica: Produzido pelos próprios componentes Moral da história: Não temos um sinal puro, mas sabemos a forma do ruído. Lisboa - LIP Luís Silva

30 Status do Projecto: LIGO II
Fases: LIGO I para LIGO II 7 “Engineering runs” Teste à coincidência dos interferómetros. Teste ao armazenamento, fluxo e análise de dados Estão a decorrer “Science runs”(S1,S2,S3) Avança-se para LIGO II Lisboa - LIP Luís Silva

31 Status do Projecto: LIGO II
Lisboa - LIP Luís Silva

32 Science Run Foram criados 4 grupos de trabalho para as fontes.
Objectivos: Verificar os limites de detecção para cada grupo. Estudo de melhoramento. Teste do software de análise de dados. Lisboa - LIP Luís Silva

33 Science Run Lisboa - LIP Luís Silva

34 Estudo para Sistemas Coalescentes:
Alvo: 3 tipos de Fontes: Sist. Estrelas de neutrões binários (1-3Msol) Realizado Sist. Binários com BN’s (>3sol) Será feito no S2 Sist. Machos (0.3-1Msol) Está a ser realizado A taxa de eventos detectados usando H1 L1 é dado por 2.3/(eT) Método de procura: Template-based matched filtering e~35% Lisboa - LIP Luís Silva

35 Estudo para “Bursts”: Estima-se que a taxa seja: A taxa é ~1/(e(h)T)
Para a Via Lactea 1/(50 anos) Para fora de Virgo 3/anos A taxa é ~1/(e(h)T) Coincidência com os três (H1,H2, L1) Lisboa - LIP Luís Silva

36 Estudo para Pulsares: H1: hmax < 5 x 10-22 H2: hmax < 3 x 10-22
L1: hmax < 2 x (e < 7 x 3.6 kpc) Método: Template-based matched filtering Time domain Neb. Caranguejo Lisboa - LIP Luís Silva

37 Estudo para Background Estocástico:
Sensibilidade de W: LIGO l W10-5 LIGO II W 5x10-9 Garching-Glasgow WGW(f)< 3x105 (1994) Explorer-Nautilus WGW(f)< 60 (1999) LIGO (S1) WGW(f)<5 Lisboa - LIP Luís Silva

38 Rede Global Internacional
Para obter um benefício máximo científico formou-se uma colaboração internacional que envolve a coordenação de vários observatórios de O.G’s dispersos pelo mundo. Com o objectivo de partilhar informação entre os vários observatórios. Com isto se pretende detectar com maior precisão a polarização das O.G’s e a posição da fonte no espaço. Através da informação de outros observatórios, podemos eliminar erros sistemáticos. Integração na GRID através da (GriPhyn). Ver na net Lisboa - LIP Luís Silva

39 Notas finais Toda a experiência foi pensada para ser melhorada à medida que o tempo passa. A componente de R&D é muito importante e está em contínua evolução. A infra-estrutura foi desenvolvida para durar 30 anos e pensada para a sua expansão. Lisboa - LIP Luís Silva

40 Futuro Estamos limitados pela infra-estrutura.
Verificamos que a interefometria na detecção de O.G’s esta a demonstrar ser a melhor técnica. LISA parece ser a melhor sucessora para LIGO Lisboa - LIP Luís Silva

41 LISA Não há ruído sísmico Braço de laser ~ 5.106 Km Lisboa - LIP
Luís Silva

42 Bibliografia [1] Bertolini, A. Phd. Thesis “High sensitivity for gravity experiments”, ligo-P z [2] Bilingsley, G. “Gravitational wave interferometer: how does it work?” [3] Coyne, D. “Precision Engineering in the LIGO” ligo-P d [4] Fritschel, P. “Second generation for the LIGO” ligo-P r [5] Black, E., Gutenkunst, R. “An Introduction to signal extraction in interferometric gravitational-wave detector” ligo-P d [6] Thorne, K. “The Scientific case for advanced LIGO interferometers” ligo-P d [7] Lazzarini, A. “Data from the LIGO I Science run” ligo-P e [8] Lindquist, P “LIGO is on” Presented at XXXVIII Monroid Conf. ligo-G p Lisboa - LIP Luís Silva