LIGO

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pour les vacances lettons Ligo, voient le Jāņi .

Les stands du LIGO pour l'interféromètre de laser de De la gravité-Ondulent l'observatoire . Cofounded en 1992 par le Kip Thorne et le Ronald Drever du Caltech et du Rainer Weiss du MIT , LIGO de un projet commun entre les scientifiques au MIT et le Caltech. Il est commandité par le National Science Foundation (NSF) de . Au coût de $365 millions (en 2002 USD), c'était le plus grand et le plus ambitieux projet jamais financé par le NSF (et a lieu toujours à partir de 2007). La collaboration scientifique internationale de LIGO (LSC) est un groupe croissant de chercheurs, environ 400 individus à approximativement 40 établissements, travaillant pour analyser les données de LIGO et d'autres détecteurs, et travaillant vers de futurs détecteurs plus sensibles.

Mission

La mission de LIGO est d'observer directement les vagues de la gravité d'origine cosmique. Ces vagues ont été prévues la première fois par la théorie du d'Einstein de la relativité générale en 1916, quand la technologie nécessaire pour leur détection n'a pas encore existé. Des vagues de la gravité ont été indirectement confirmées pour exister quand des observations ont été faites du binaire PSR 1913+16 de pulsar, pour lequel le prix Nobel a été attribué à Hulse et à Taylor en 1993.

La détection directe des vagues de la gravité a été longtemps cherchée, parce que elle ouvrirait une nouvelle branche d'astronomie pour compléter les télescopes du et les observatoires électromagnétiques du Neutrino . Le Joseph Weber a frayé un chemin l'effort de détecter les vagues de la gravité dans les années 60 par son travail sur les détecteurs de masse résonnants de barre de . Des détecteurs de barre continuent à être employés dans le monde entier à six emplacements. Par les années 70 , les scientifiques comprenant le Rainer Weiss ont réalisé l'applicabilité de l'interférométrie de laser aux mesures de vague de la gravité.

En août 2002, LIGO a commencé sa recherche des vagues de la gravité cosmiques. Des émissions des vagues de la gravité sont prévues des systèmes binaires (des collisions et des coalescences d'étoiles neutron ou de trous noirs), la supernova des étoiles massives (qui forment les étoiles neutron et les trous noirs , les rotations des étoiles neutron avec les croûtes déformées, et des restes du rayonnement de la gravité ont créé par la naissance de l'univers. L'observatoire peut dans la théorie également observer actuellement des phénomènes hypothétiques plus exotiques, tels que les vagues de la gravité provoquées par les cordes cosmiques de oscillation ou les parois de Block se heurtantes depuis les années 90 tôt , physiciens de ont cru que la technologie est au point où détection de waves&mdash de la gravité ; de l'interest&mdash astrophysique significatif ; est possible.

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LIGO actionne deux observatoires de vague de la gravité à l'unisson : l'observatoire du LIGO Livingston dans le Livingston, Louisiane () et l'observatoire du LIGO Hanford, sur la réservation nucléaire (coordonnées de Hanford de de complexe central : ), situé près du Richland, Washington . Ces emplacements sont séparés par 3. Puisqu'on s'attend à ce que des vagues de la gravité voyagent à la vitesse de la lumière, cette distance correspond à une différence en heures d'arrivée de vague de la gravité de jusqu'à dix millisecondes. Par l'utilisation de la triangulation , la différence en heures d'arrivée peut déterminer la source de la vague dans le ciel.

Chaque observatoire soutient un système en forme de L du vide ultra poussé , mesurant 4 kilomètres (2.5 milles) de chaque côté. Jusqu'à cinq interféromètres peuvent être installés dans chaque système de vide.

Un interféromètre demi-longueur peut être actionné parallèlement à un interféromètre primaire. Ce deuxième détecteur est moitié de la longueur à 2 kilomètres (1.25 mille), et ses cavités de bras de Fabry-Perot ont la même finesse optique et ainsi la moitié du temps d'entreposage. Avec la moitié du temps d'entreposage, la sensibilité théorique de contrainte est aussi bonne As les interféromètres intégraux au-dessus de 200 hertz mais seulement à moitié comme bon à de basses fréquences.

L'observatoire du LIGO Livingston loge un interféromètre de laser dans la configuration primaire. Cet interféromètre a été avec succès amélioré en 2004 avec un système actif d'isolement de vibration basé sur les vérins hydrauliques fournissant un facteur de l'isolement 10 dans la bande de 0. La vibration séismique dans cette bande est principalement due aux vagues microsismiques du et aux sources anthropogènes (le trafic, notation, etc.

L'observatoire du LIGO Hanford loge un interféromètre presque identique à celui à l'observatoire de Livingston, aussi bien qu'un - moitié - interféromètre de longueur. Hanford a pu employer son système séismique passif original d'isolement dû à l'activité géologique limitée à Washington du sud-est.

Opération

L'interféromètre primaire à chaque emplacement se compose des miroirs suspendus à chacun des coins du L ; on le connaît comme interféromètre de Michelson puissance-réutilisé avec des bras de Fabry-Perot . Un laser pré-stabilisé émet un faisceau de 10 watts qui traverse un décapant du mode optique avant d'atteindre un séparateur de faisceau au sommet du L. Là le faisceau coupe en deux chemins, un pour chaque bras du L ; chaque bras contient les cavités de Fabry-Perot qui stockent les faisceaux et augmentent la longueur de trajet efficace.

Quand une vague de la gravité traverse l'interféromètre, l'espace-temps dans le local est changé. Selon la source de vague et sa polarisation, ceci a comme conséquence un changement efficace de la longueur d'une ou de toutes les deux cavités. Ce changement de longueur apportera la cavité très légèrement hors de la résonance, et fera devenir la lumière actuellement dans la cavité très légèrement hors de la phase avec la lumière entrante.

Après un équivalent d'approximativement 75 voyages en bas de la longueur de 4 kilomètres aux miroirs et au dos lointains encore, les deux faisceaux séparés laissent les bras et recombinent au séparateur de faisceau. Les faisceaux retournant de deux bras sont gardés hors de la phase de sorte que quand les bras sont tous deux dans la résonance (comme quand il n'y a aucune vague de la gravité passant à travers), leurs vagues légères soustrayent, et aucune lumière ne devrait arriver à la photodiode . Quand une vague de la gravité traverse l'interféromètre, les distances le long des bras de l'interféromètre se raccourcissent et sont rallongées, faisant devenir les faisceaux légèrement moins hors de la phase, ainsi une certaine lumière arrive à la photodiode, indiquant un signal. Allumer qui ne contient pas un signal est retourné à l'interféromètre using une puissance réutilisant le miroir, de ce fait augmentant la puissance de la lumière dans les bras. Dans l'opération réelle, les sources de bruit peuvent causer le mouvement dans le systeme optique qui produit les effets semblables à de vrais signaux de vague de la gravité ; la majeure partie d'art et de complexité dans l'instrument est en trouvant des moyens de réduire ces faux mouvements des miroirs.

Observations

Basé sur les modèles courants des événements astronomiques, et les prévisions de la théorie de de la relativité générale , on s'attend à ce que des vagues de la gravité qui commencent des dizaines de millions d'années-lumière de la terre tordent l'espacement de miroir de 4 kilomètres par environ 10−18 m, moins que l'un-millième le " ; diameter" ; d'un proton . D'une manière equivalente, c'est un changement relatif de la distance d'approximativement une part dans 1021. Un événement typique qui pourrait causer un événement de détection serait l'étape tardive inspiral et la fusion de deux 10 trous noirs solaires de la masse , pas nécessairement située dans la galaxie de manière laiteuse, qui est attendue pour avoir comme conséquence un ordre très spécifique des signaux ont souvent récapitulé par le gazouillement , de de slogan ont éclaté , mode quasi-normal de sonnant , l'affaiblissement exponentiel de .

Par la quatrième Science courir à la fin de 2004, les détecteurs de LIGO avait démontré des sensibilités en mesurant ces déplacements en dedans à un facteur de 2 de leur conception.

En date le du novembre 2005 , sensibilité avait atteint les spécifications primaires de conception d'une contrainte discernable d'une part dans 1021 au-dessus d'une largeur de bande de 100 hertz. On s'attend à ce que typiquement la ligne de base inspiral de deux rudement étoiles neutron de la solaire-masse soit observable si elle se produit dans environ 8 millions de parsecs , ramenés à une moyenne au-dessus de toutes les directions et polarisations. En novembre 2005, LIGO et GEO 600 (le détecteur Allemand-R-U interférométrique) ont commencé une course commune de la science, pendant laquelle ils rassembleront des données pendant plusieurs mois. la VIERGE (le détecteur interférométrique français-italien) de s'est jointe en mai 2007. La cinquième course de la science a été finie en automne de 2007. On l'espère qu'après analyse étendue ceci peut découvrir peut-être deux événements non ambigus de détection. Ce serait une étape importante dans l'histoire de la physique, mais comment est probablement lui à se produire bientôt ? En 2004, on a signalé que les théoriciens estimaient les possibilités de la détection directe non ambiguë d'ici 2010 à une dans six.

En février 2007 un rayon gamma de court a éclaté , GRB070201 qui est venu de la direction de la galaxie d'Andromeda de , pour être observé par LIGO. C'était significatif car il a éliminé les causes le plus susceptibles de l'événement, à savoir une fusion des étoiles neutron ou des trous noirs qui devraient avoir été facilement détectés de cette distance.

Futur

LIGO augmenté

Avant que la sixième course de la science soit commencée, une série de mises à niveau sera exécutée, ayant pour résultat une configuration améliorée appelée le LIGO augmenté avec deux ou trois fois la sensibilité de LIGO initial. Certaines des améliorations prévues sont :
Puissance de laser accrue par

.
Détection de Homodyne.
Décapant de mode sortie.
matériel de lecture de Dans-vide.

LIGO augmenté aboutira à la sixième course de la science (S6).

LIGO avancé

La collaboration scientifique de LIGO et le plan international d'associés pour construire LIGO avancé (autrefois désigné sous le nom du " ; LIGO 2" ;) pour améliorer la sensibilité de LIGO initial (LIGO 1) par plus qu'un facteur de 10. Ce nouveau détecteur serait installé aux observatoires de LIGO pour remplacer le détecteur actuel une fois qu'il a atteint son but d'une année d'observation, et est espéré transformerait la science de vague de la gravité en vrai outil d'observation.

On le prévoit que ce nouvel instrument verrait des sources de vague de la gravité probablement aussi souvent que quotidiennes, avec d'excellentes forces de signal, permettant à des détails des formes d'onde d'être indiqués au loin et comparés aux théories d'étoiles neutron, à des trous noirs, et à d'autres objets fortement relativistes. L'amélioration de la sensibilité accordera la période prévue d'une année d'observation de LIGO initial être égalée en juste plusieurs heures.

Mais si et quand même le un a vérifié on observe l'événement de vague de la gravité par les détecteurs mondiaux l'uns des, ce sera un moment véritablement passionnant pour tous les astronomes et astrophysiciens dans le monde entier qui ont attendu tellement longtemps un tel événement à voir.

LISA

LISA, l'antenne de l'espace d'interféromètre de laser de , est un projet commun proposé de la NASA et l'agence spatiale européenne de pour construire un détecteur de vague de la gravité d'interféromètre de laser se composant du vaisseau spatial trois dans l'orbite solaire. LISA sera sensible aux vagues de la gravité dans une bande de fréquence différente que LIGO, ainsi les deux expériences se compléteront.

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