Advanced Virgo

Advanced Virgo to interferometryczny detektor fal grawitacyjnych znajdujący się w pobliżu Pizy we Włoszech i obsługiwany przez Europejskie Obserwatorium Grawitacyjne (European Gravitational Observatory – EGO) . Został zaprojektowany do rejestrowania fal grawitacyjnych w szerokim zakresie częstotliwości od 10 Hz do 10000 Hz. Aby dowiedzieć się o źródłach fal grawitacyjnych, które ,,słyszy’’ Virgo, odwiedź tę stronę.

Advanced Virgo to interferometr laserowy o dwóch wzajemnie prostopadłych ramionach, każde o długości 3 km, na końcach obu ramion zawieszone są lustra pełniące rolę mas testowych. Układ optyczny detektora przedstawiono na Rys. 1 w aktualnie przyjętej konfiguracji, używanej podczas trwającej właśnie trzeciej kampanii obserwacyjnej (o nazwie O3, rozpoczęła się ona w kwietniu 2019 r. i będzie kontynuowana do kwietnia 2020 r.). Kampania ta prowadzona jest wspólnie z dwoma detektorami Advanced LIGO w USA i detektorem KAGRA w Japonii.

Rys. 1: Układ optyczny Advanced Virgo podczas trzeciej kampanii obserwacyjnej O3 (2019-2020). (Credits: współpraca Virgo)

Wiązka światła emitowana przez laser o niskim poziomie szumów (o długość fali 1064 nm, czyli w bliskiej podczerwieni) jest filtrowana geometrycznie, a zaburzenia amplitudy i kierunku propagacji wiązki są dodatkowo zmniejszane przez trójkątną wnękę o długości 140 m (tzw. input mode cleaner); następnie uzyskana wiązka, o mocy około 25 W, jest dzielona przez rozdzielacz wiązki na dwie identyczne części. Dwie wiązki rozprzestrzeniają się wzdłuż ramion o długości 3 km, są odbijane przez końcowe lustra, a wypadkowy wzór interferencyjny, wrażliwy na fale grawitacyjne, jest mierzony za pomocą fotodiody. Aby zwiększyć przesunięcie fazowe obserwowane za pomocą wzoru interferencyjnego, a zatem i amplitudę sygnału indukowanego przez przechodzącą przez detektor falę grawitacyjną, zwiększa się efektywną drogę przebywaną przez wiązki przed ich rekombinacją. Osiąga się to poprzez zainstalowanie w ramionach detektora rezonansowych optycznych wnęk Fabry’ego-Perota, w których wiązki przemieszczają się tam i z powrotem wiele razy, zanim ulegną interferencji. W tym celu wzdłuż każdego ramienia zawiesza się dwa lustra: wejściowe (wejściowa masa testowa) i końcowe (końcowa masa testowa). Finezja wnęk rezonansowych, która jest związana z jakością powierzchni odbijającej luster i liczbą odbić światła wewnątrz wnęki, wynosi około 450, co oznacza, że ​​efektywna długość przebyta przez wiązki jest zwiększona 290-krotnie w stosunku do fizycznej długości ramienia. Aby zwiększyć moc promieniowania laserowego krążącego w ramionach, a tym samym zmniejszyć niepewność przy zliczaniu fotonów i czułość detektora, przed rozdzielaczem wiązki umieszcza się dodatkowe lustro służące do recyklingu mocy (power recycling). Lustro to wysyła z powrotem do interferometru odbijane przez siebie światło, które w przeciwnym razie wracałoby w kierunku lasera na wejściu: współczynnik recyklingu mocy wynosi około 40. Aby zmniejszyć szum kwantowy zliczania fotonów, który ogranicza czułość przy wysokich częstotliwościach, Advanced Virgo wykorzystuje technikę tzw. stanów światła ściśniętej próżni (squeezed vacuum): starannie przygotowany stan próżni pola optycznego, tak zwana ściśnięta próżnia, jest wstrzykiwany do interferometru z portu wyjściowego.

Więcej szczegółów na temat kluczowych technologii zwiększających czułość Advanced Virgo opisano na tej stronie.

Advanced Virgo koordynuje okresy, w których prowadzi obserwacje bądź w których wykonywane są prace modernizacyjne, z dwoma detektorami Advanced LIGO w USA i z japońskim detektorem KAGRA. Zaktualizowana informacja o planowanych okresach modernizacji i obserwacji globalnej sieci detektorów fal grawitacyjnych jest pokazana na Rys. 2.

Rys. 2: Tabela pokazująca aktualny harmonogram globalnej sieci detektorów fal grawitacyjnych dla obecnej i przyszłych kampanii obserwacyjnych. Tabela z: https://doi.org/10.1007/s41114-018-0012-9

Advanced Virgo dołączyła do detektorów Advanced LIGO w sierpniu 2017 r. podczas drugiej kampanii obserwacji o nazwie O2. W odniesieniu do konfiguracji pokazanej na Rys. 1 podczas O2 technika stanów ściśniętych światła nie była jeszcze stosowana; ponadto podczas O2 moc lasera była niższa, a lustra we wnękach Fabry’ego-Perota zawieszone były na metalowych drutach (obecnie zawieszenia zrobione są z tego samego materiału co lustra, czyli z krzemionki).

Kolejna modernizacja Advanced Virgo nosi nazwę Advanced Virgo Plus (AdV+) i będzie realizowana w dwóch fazach, oznaczonych jako faza I i faza II. Instalacja fazy I AdV+ odbędzie się między kampaniami obserwacyjnymi O3 i O4, natomiast instalacja fazy II AdV+ Faza będzie miała miejsce między kampaniami O4 i O5.

Wśród kilku ulepszeń fazy I Advanced Virgo Plus przewiduje się instalację luster do wdrożenia recyklingu sygnałów (signal recycling, SR), który jest techniką zwiększającą czułość w zakresie średnich i wysokich częstotliwości; zawieszone lustra SR zastąpią soczewkę SR pokazaną na Rys. 1. Technika ściskania światła zostanie również ulepszona poprzez instalację dodatkowej filtrującej wnęki Fabry’ego-Perota o długości 300 m, przez którą ściśnięty stan próżni będzie się przemieszczał przed wstrzyknięciem do interferometru. Pozwoli to poprawić czułość nie tylko dla wysokich częstotliwości przez zredukowanie kwantowego szumu związanego ze zliczaniem fotonów, ale także przy niskich częstotliwościach przez zmniejszenie innego szumu kwantowego pochodzącego od ciśnienia wywieranego na lustra przez uderzające w nie promieniowanie laserowe.

Czułość detektora fal grawitacyjnych jest często określana przez podanie tzw. zasięgu wykrywalności BNS, czyli odległości, dla której połączenie się układu podwójnego gwiazd neutronowych (binary neutron star, BNS) daje określony stosunek sygnału do szumu (zakładając stosowanie techniki tzw. filtru dopasowanego) wynoszący 8; odległość ta jest uśredniana po wszystkich możliwych lokalizacjach układu podwójnego na sferze niebieskiej i jego orientacji względem linii widzenia. W oszacowaniu zakłada się także, że gwiazdy neutronowe w układzie podwójnym mają ustalone masy, równe 1,4 mas Słońca każda. Zasięg wykrywalności BNS podaje się w megaparsekach (Mpc, jeden parsek jest równy 3,26 lat świetlnych). Podczas kampanii O2 zasięg BNS dla Advanced Virgo wynosił około 25 Mpc; podczas obecnie trwającej kampanii O3 wynosi około 50 Mpc (tu zobacz aktualną wartość z ostatnich 24 godzin) i planuje się jego wzrost do ponad 200 Mpc w kampanii O5, gdy w fazie II AdV+ zostanie osiągnięta ostateczna konfiguracja detektora.