Jungfrau | ||
|
||
Situation | ||
---|---|---|
Schaffung | 27. Juni 1994 (CNRS-INFN-Abkommen) | |
Art | Internationale wissenschaftliche Zusammenarbeit | |
Feld | Grundlagenforschung, Gravitationswellen | |
EGO (de) | Santo Stefano a Macerata, Cascina ( Italien ) | |
Kontaktinformation | 43 ° 37 ′ 53 ″ N, 10 ° 30 ′ 18 ″ E | |
Budget | Rund zehn Millionen Euro pro Jahr, davon etwa die Hälfte vom CNRS | |
Organisation | ||
Mitglieder | CNRS ( Frankreich ), INFN ( Italien ), Nikhef (en) ( Niederlande ), POLGRAW ( Polen ) und RMKI ( Ungarn ), UV ( Spanien ) | |
Belegschaft | Über 320 Personen | |
Sprecher | Giovanni Losurdo | |
Angeschlossene Organisationen | LVC ( LIGO Scientific Collaboration (en) und Virgo Collaboration) | |
Webseite | http://www.virgo-gw.eu | |
Geolokalisierung auf der Karte: Italien
| ||
Jungfrau ist ein riesiges wissenschaftliches Instrument, das in Santo Stefano a Macerata, einem Weiler von Cascina , in der Nähe von Pisa in Italien, gebaut wurde. Die damit verbundene internationale Zusammenarbeit umfasst Labors aus fünf Ländern: Frankreich und Italien (die beiden Länder hinter dem Projekt), den Niederlanden, Polen und Ungarn. Der Virgo-Detektor ist ein Michelson-Interferometer, das von äußeren Störungen isoliert ist (aufgehängte Spiegel und Instrumente, Vakuumlaserstrahlen) und jeder seiner Arme ist drei Kilometer lang. Jungfrau zielt auf den direkten Nachweis von Gravitationswellen ab, die von der Allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagt werden .
Andere Virgo-ähnliche Detektoren sind auf der ganzen Welt in Betrieb, darunter die beiden Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO), die in den Vereinigten Staaten gebaut wurden: in Hanford, Washington, und Livingston, Louisiana. Seit 2007 verbindet Virgo und LIGO eine Kooperationsvereinbarung, die den Austausch der von den verschiedenen Detektoren aufgezeichneten Daten und eine gemeinsame Veröffentlichungsrichtlinie für die durch die gemeinsame Analyse dieser Daten gewonnenen physikalischen Ergebnisse beinhaltet. Diese Zusammenarbeit ist notwendig: Riesige interferometrische Detektoren sind nicht gerichtet (sie beobachten den gesamten Himmel) und suchen nach Signalen mit extrem schwachen Amplituden, die selten sind und durch instrumentelle Geräusche unterschiedlichster Herkunft gestört werden. Somit kann nur die gleichzeitige Detektion einer Gravitationswelle in mehreren Instrumenten auf eine Entdeckung schließen und Informationen über die Quelle dieses Signals erhalten.
Jungfrau ist nach dem Jungfrau- Haufen (Virgo heißt auf Latein Jungfrau ) benannt, einem Haufen von etwa 1.500 Galaxien, der sich etwa 50 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Jungfrau befindet . Da keine Gravitationswellenquelle der Erde stark genug ist, um ein nachweisbares Signal zu erzeugen, muss die Jungfrau den Kosmos beobachten . Je effizienter der Detektor ist, desto weiter kann er sehen, wodurch sich die Anzahl potenzieller Quellen erhöht. Dies ist wichtig, weil die heftigen Phänomene, auf die Jungfrau empfindlich ist (Koaleszenz eines Doppelsternsystems kompakter Sterne , Neutronensterne oder Schwarzer Löcher ; Explosion einer Supernova usw.) selten : je mehr Jungfrau Galaxien und die größer ist die Wahrscheinlichkeit, dass eine Gravitationswellenquelle ein detektierbares Signal aussendet.
In den 2000er Jahren erfolgte der Bau, dann die Inbetriebnahme und schließlich der Einsatz des „ersten“ Virgo-Detektors. Dieser hat seine Ziele erreicht, insbesondere die erwartete Empfindlichkeit gegenüber Gravitationswellen. Diese Langzeitarbeit bestätigte die technischen Entscheidungen, die beim Bau von Virgo getroffen wurden, und zeigte, dass riesige Interferometer vielversprechende Instrumente zum Nachweis von Gravitationswellen in einem großen Frequenzbereich sind. Der ursprüngliche Virgo-Detektor hatte jedoch keine ausreichende Empfindlichkeit, um dies zu erreichen. Außerdem wurde es ab 2011 demontiert, um Platz für den Virgo-Detektor der zweiten Generation, Advanced Virgo, zu schaffen, dessen Ziel es ist, eine 10-mal höhere Empfindlichkeit zu erreichen und damit ein 1000-mal größeres Universumsvolumen zu beobachten. Der Advanced Virgo-Detektor profitiert von den Erfahrungen mit dem ersten Detektor sowie dem technischen Fortschritt der letzten Jahre.
Der Beginn des Jahres 2016 markiert mit dem Ende der Integrationsphase eine wichtige Etappe für den Bau des Advanced Virgo-Detektors. Im MonatAugust 2017, die erste Phase der Inbetriebnahme ist abgeschlossen und der neue Detektor hat zusammen mit den amerikanischen Detektoren von Advanced LIGO erste Daten aufgezeichnet. Während dieser ersten Datenerfassung zeichnete Advanced Virgo seine ersten Gravitationswellen auf: GW170814 und GW170817 .
Das erste Ziel der Jungfrau besteht darin, die Gravitationswellen direkt zu beobachten , eine direkte Konsequenz der 1915 von Albert Einstein veröffentlichten Allgemeinen Relativitätstheorie . Die Studie über drei Jahrzehnte des binären Pulsars 1913 + 16 (dessen Entdeckung mit dem Nobelpreis ausgezeichnet wurde) in Physics 1993) einen indirekten Beweis für die Existenz von Gravitationswellen: Die zeitliche Entwicklung der Umlaufperiode des binären Pulsars stimmt hervorragend mit der Variation überein, die berechnet wird, indem angenommen wird, dass das System Energie in Form von Gravitationswellen verliert . Die Rotationsbewegung beschleunigt sich (ihre Periode von derzeit 7,75 Stunden verringert sich um 76,5 Mikrosekunden pro Jahr) und die beiden kompakten Sterne nähern sich etwa drei Metern pro Jahr. Sie sollten in etwa 300 Millionen Jahren zusammenwachsen und erst in den letzten Momenten vor dieser "kosmischen Kollision" wird eine Gravitationswelle erzeugt, die groß genug ist, um in einem Detektor wie Virgo sichtbar zu werden. Diese Vorhersage wurde durch eine direkte Detektion von Gravitationswellen durch den riesigen interferometrischen Detektor LIGO on . bestätigt14. September 2015 während Virgo stationär war, um seine Ausrüstung zu verbessern.
Längerfristig, sobald Gravitationswellen entdeckt sind, kann Jungfrau an der Entstehung eines neuen Zweiges der Astronomie teilnehmen, indem sie das Universum aus einem anderen Blickwinkel beobachtet und die aktuellen Teleskope und Detektoren ergänzt. Die Informationen , die Gravitationswellen bereitgestellt werden , dass durch die Untersuchung des elektromagnetischen Spektrums (bereitgestellt hinzugefügt werden Mikrowellen , Radiowellen , Infrarot , sichtbares , ultraviolette , Röntgen- und Gamma ), kosmischer Strahlung und Neutrinos . Insbesondere die unabhängige Beobachtung mehrerer Strahlungen, die von einer Gravitationswellenquelle emittiert werden, ist ein wichtiges Ziel von Virgo und LIGO. Um eine Detektion von Gravitationswellen mit sichtbaren und lokalisierten Ereignissen zu korrelieren, haben die Kollaborationen zahlreiche bilaterale Vereinbarungen mit Teams unterzeichnet, die Teleskope (und allgemeiner wissenschaftliche Instrumente zur Beobachtung des Universums) betreiben, um schnell (in wenigen Tagen oder sogar a Stunden) diese Partner, wenn ein potentielles Gravitationswellensignal beobachtet wird. Diese Warnungen sollten gesendet werden, bevor Sie wissen, ob das Signal echt ist oder nicht, da die Quelle (sofern echt) möglicherweise nur für kurze Zeit sichtbar ist.
In der Allgemeinen Relativitätstheorie ist eine Gravitationswelle eine Störung der Raumzeit , die sich mit Lichtgeschwindigkeit ausbreitet. Es ist daher Kurve Raum-Zeit sehr leicht, die vor Ort den Weg ändert Licht . Wenn mathematisch die Amplitude (als klein angenommen) der einfallenden Gravitationswelle und die Länge des Hohlraums, in dem das Licht zirkuliert, ist, wird die Variation des optischen Weges aufgrund des Durchgangs der Gravitationswelle durch die Formel angegeben:
mit einem geometrischen Faktor, der von der relativen Orientierung zwischen dem Hohlraum und der Ausbreitungsrichtung der einfallenden Gravitationswelle abhängt.
Virgo ist erster Ordnung ein Michelson-Interferometer mit aufgehängten Spiegeln. Ein Laser wird durch eine um 45 Grad geneigte Trennklinge in zwei Strahlen geteilt. Die beiden so erzeugten Strahlen breiten sich in den senkrechten Armen des Interferometers aus, werden von Spiegeln reflektiert, die sich am Ende der Arme befinden, und rekombinieren auf dem Teiler, wodurch eine Interferenz erzeugt wird, die auf einer Photodiode nachgewiesen wird . Der Durchgang einer Gravitationswelle verändert die optischen Pfade des Lasers in den Armen, was wiederum das von der Fotodiode aufgezeichnete Interferenzmuster verändert.
Das von einer möglichen Gravitationswelle hinterlassene Signal wird daher in die am Ausgang des Interferometers erfassten Lichtintensitätsschwankungen „eingeschlossen“. Allerdings verändern sehr viele äußere Ursachen - allgemein als Geräusche bezeichnet - das Störmuster dauerhaft und sehr stark: Wenn nichts dagegen unternommen wird, versinken die gesuchten physikalischen Signale in diesem Störgeräusch des parasitären Hintergrunds und bleiben völlig unbemerkt. Das Design von Detektoren wie Virgo und LIGO erfordert daher eine Bestandsaufnahme der sehr vielen Rauschquellen, die die Messung beeinflussen, und einen erheblichen Aufwand, um diese so weit wie möglich zu reduzieren. Während der Datenerhebungsperioden messen Computerprogramme kontinuierlich den Geräuschpegel des Interferometers und es werden eingehende Untersuchungen durchgeführt, um die vorherrschenden Geräusche zu identifizieren und deren Ursachen zu bekämpfen. Jeder Zeitraum, in dem ein Detektor als "zu verrauscht" beurteilt wird, wird von der Datenanalyse ausgeschlossen: Es gilt daher, diese Totzeiten so weit wie möglich zu reduzieren.
Ein Instrument wie Virgo zeichnet sich durch seine Empfindlichkeit aus, ein Maß für das schwächste Signal, das es erkennen kann – je niedriger die Empfindlichkeit, desto besser der Detektor. Die Empfindlichkeit variiert mit der Frequenz, da jedes Messrauschen in einem bestimmten Frequenzbereich dominiert. Für den fortschrittlichen Virgo-Detektor wird beispielsweise erwartet, dass die Empfindlichkeit letztendlich begrenzt wird durch:
Virgo ist ein „Breitband“-Detektor, der von wenigen Hz bis 10 kHz empfindlich ist . Mathematisch wird seine Empfindlichkeit durch seine spektrale Leistungsdichte charakterisiert , die in Echtzeit aus den vom Detektor aufgezeichneten Daten berechnet wird. Die nebenstehende Kurve zeigt ein Beispiel für die spektrale Amplitudendichte (die Quadratwurzel der spektralen Leistungsdichte), die von Virgo im Jahr 2011 erhalten und in einer "log-log"-Skala dargestellt wurde .
Die Verwendung eines Interferometers anstelle eines optischen Hohlraums verbessert die Empfindlichkeit des Instruments gegenüber Gravitationswellen erheblich. Tatsächlich sind in dieser auf einer Interferenzmessung basierenden Konfiguration die Beiträge bestimmter experimenteller Geräusche sehr stark reduziert: anstatt proportional zur Länge eines einzelnen Hohlraums zu sein, hängen sie in diesem Fall von der Differenz der Arme ab. Als Bonus profitieren wir bei einem Interferometer vom differentiellen Effekt des Durchgangs einer Gravitationswelle in der Ebene quer zu ihrer Ausbreitungsrichtung: Wenn die Länge eines Strahlengangs um einen Faktor modifiziert wird , wird ein senkrechter Strahlengang der gleiche Länge ändert sich um eine Menge . Die Interferenz am Ausgang eines Michelson-Interferometers hängt jedoch vom Längenunterschied zwischen den beiden Armen ab: Der gemessene Effekt wird daher im Vergleich zu einer einzelnen Kavität um den Faktor 2 verstärkt.
Dann müssen die verschiedenen Spiegel des Interferometers bestmöglich „eingefroren“ werden: Bei ihrer Bewegung ändern sich die Längen der optischen Hohlräume und damit auch das Interferenzsignal am Detektorausgang. Die relativen Positionen der Spiegel zu einer Referenz und ihre Ausrichtung werden daher sehr genau kontrolliert: besser als ein Zehntel Nanometer für die Längen; auf der Ebene einiger Nanoradian für die Winkel. Dieser optimale Arbeitspunkt ist umso schmaler, je effizienter das Interferometer ist.
Diesen optimalen Punkt von einer anfänglichen Konfiguration aus zu erreichen, bei der die verschiedenen Spiegel frei sind, ist eine Herausforderung im Bereich der Instrumentierung und Steuerung. In einem ersten Schritt wird jeder Spiegel lokal gesteuert, um seine Restbewegung zu dämpfen; dann ermöglicht eine mehr oder weniger lange und komplexe Folge von Aktionen den Übergang von einer Reihe unabhängiger lokaler Steuerungen zu einer einzigen globalen Steuerung des Interferometers. Ist dieser Arbeitspunkt einmal erreicht, lässt er sich leichter einhalten, da in Echtzeit eingelesene Signale die Differenz zwischen der aktuellen Konfiguration des Interferometers und seiner Referenz messen. Basierend auf den festgestellten Unterschieden werden Korrekturen an den verschiedenen Spiegeln vorgenommen, um das System wieder in seinen Betriebspunkt zu bringen.
Der beste Arbeitspunkt eines interferometrischen Gravitationswellen-Detektors liegt leicht versetzt vom "Black Fringe", einer Konfiguration, bei der die beiden auf der Teilerplatte rekombinierten Laserstrahlen destruktiv interagieren: Am Ausgang wird dann fast kein Licht detektiert. Durch Berechnung zeigen wir, dass die Empfindlichkeit variiert als , wobei die Länge der Hohlräume und die Leistung des auf den Splitter einfallenden Lasers ist. Um es zu verbessern, müssen wir daher diese beiden Größen erhöhen.
Das Virgo-Projekt wurde 1993 vom französischen CNRS und 1994 vom italienischen INFN , den beiden Ursprungsinstituten dieses Experiments, genehmigt . Der Bau des Detektors begann 1996 am Standort Cascina bei Pisa in Italien. ImDezember 2000CNRS und INFN haben das italienische Privatrechtskonsortium EGO ( fr ) gegründet . EGO ist verantwortlich für den Standort des Virgo-Experiments, den Bau des Detektors, seine Wartung und Verbesserung sowie die Datenaufnahmephasen. EGO hat es sich auch zur Aufgabe gemacht, die Erforschung der Gravitation in Europa zu fördern .
Im Dezember 2015, sechs französische Laboratorien (alle unter der Mitaufsicht des CNRS ) sind Mitglieder der Virgo-Kollaboration (die 19 Laboratorien plus EGO umfasst ).
Der Bau des ersten Virgo-Detektors wurde in . abgeschlossen Juni 2003und mehrere Messreihen, insbesondere zeitgleich mit den beiden LIGO- Detektoren, fanden zwischen 2007 und 2011 statt. Dann begann eine lange Phase der Verbesserung, die 2016 eine erste wichtige Phase erreichen sollte. Ziel ist es, den zukünftigen fortschrittlichen Virgo-Detektor hat eine zehnmal höhere Empfindlichkeit als die ursprüngliche Jungfrau. Dieses neue Instrument wird es ermöglichen, eine 1000-mal größere Region des Universums zu erkunden und damit die Wahrscheinlichkeit, ein oder mehrere Gravitationswellensignale zu entdecken, erheblich zu erhöhen.
Von einem Flugzeug aus gesehen hat der Virgo-Detektor eine charakteristische "L"-Form mit seinen zwei senkrechten Armen, die jeweils 3 km lang sind . In diesen beiden Galerien befinden sich Vakuumröhren mit 120 cm Durchmesser, in denen die Laserstrahlen im Ultrahochvakuum zirkulieren . Um die Wechselwirkung zwischen Licht und einfallender Gravitationswelle zu erhöhen, ist in jedem Arm eine optische Kavität vom Fabry-Perot- Typ sowie ein sogenannter "Recycling"-Spiegel am Eingang des Instruments zwischen der Laserquelle installiert das Splitterblatt.
Jungfrau reagiert empfindlich auf Gravitationswellen in einem Frequenzbereich von 10 bis 10.000 Hz . Seine Hauptbestandteile sind:
Der erste Virgo-Detektor nahm Daten zwischen 2007 und 2011 auf. Virgo wurde 2010 mehrere Monate stillgelegt, um unter anderem das Aufhängungssystem zu modernisieren: Die anfänglichen Stahlseile wurden durch Quarzfasern (Glas) ersetzt, um die thermisches Rauschen der Aufhängungen. Nach mehreren Monaten der Datenaufnahme in der Konfiguration "Virgo +" wurde der anfängliche Virgo-Detektor inSeptember 2011 um die Installation des erweiterten Virgo-Detektors zu starten - "Advanced Virgo".
Advanced Virgo soll zehnmal empfindlicher sein als die erste Version von Virgo, mit der erstmals eine Gravitationswelle nachgewiesen werden konnte. Advanced Virgo behält die gleiche Infrastruktur auf Vakuumniveau wie Virgo bei (allerdings wurden "kryogene Luftschleusen" an den Enden der Arme hinzugefügt, um Restpartikel in den Rohren einzufangen), aber der Rest des Interferometers wurde erheblich modifiziert. Die Spiegel werden größer (350 mm Durchmesser, Gewicht 40 kg ) und mit noch viel besserer optischer Leistung. Die empfindlichsten optischen Elemente, die zur Steuerung des Interferometers verwendet werden, befinden sich nun unter Vakuum und sind vom seismischen Rauschen, das vom Boden kommt, isoliert. Außerdem wird ein adaptives Optiksystem installiert, um In-Situ- Spiegelfehler zu korrigieren . In seiner Endkonfiguration liefert der Laser eine Leistung von 200 W .
Ein wichtiger erster Schritt für Advanced Virgo wurde 2016 erreicht. Dieser Schritt entspricht dem Ende der Installation des Detektors. Nach einer mehrmonatigen Inbetriebnahmephase erfolgte eine erste gemeinsame Datenerhebung mit LIGO von der from1 st August 2017für 1 Monat, O2-Beobachtungslauf. VonSeptember 2017 und ein Jahr lang wird Advanced Virgo von einer Reihe von Updates profitieren, um seine Empfindlichkeit zu verbessern.
Advanced Virgo machte seine erste Beobachtung einer Gravitationswelle am14. August 2017, verbunden mit dem Signal GW170814 . Der Beitrag der Jungfrau war entscheidend, um den Ursprung der Gravitationswelle GW170817 am Himmel zu lokalisieren, die mit der Fusion zweier Neutronensterne verbunden ist. Es war das erste Mal, dass ein solches Ereignis aufgezeichnet und von zahlreichen terrestrischen und Weltraumobservatorien im elektromagnetischen Feld unmittelbar verfolgt werden konnte.
Gesamtansicht der Jungfrau-Site.
Luftaufnahme des Jungfrau-Detektors.
Blick auf den Beginn des Nordarms der Jungfrau; im Vordergrund rechts das Zentralgebäude.
Blick auf den 3 km nördlichen Arm der Jungfrau
Blick auf das Virgo-Gelände mit dem Gebäude der Leitwarte und der IT-Dienste im Vordergrund.
Blick auf das Virgo-Zentralgebäude, in dem sich Laser und Strahlteiler befinden.
Blick auf den 3 km langen Westarm der Jungfrau (rechte Röhre). Links das 150 Meter lange Rohr der rechteckigen Filterkammer (Cleaner-Modus).