Observatório de ondas gravitacionais - Gravitational-wave observatory

Um diagrama esquemático de um interferômetro a laser.

Um detector de ondas gravitacionais (usado em um observatório de ondas gravitacionais ) é qualquer dispositivo projetado para medir pequenas distorções do espaço-tempo chamadas ondas gravitacionais . Desde a década de 1960, vários tipos de detectores de ondas gravitacionais foram construídos e constantemente aprimorados. A geração atual de interferômetros a laser atingiu a sensibilidade necessária para detectar ondas gravitacionais de fontes astronômicas, formando assim a principal ferramenta da astronomia de ondas gravitacionais .

A primeira detecção direta de ondas gravitacionais feita em 2015 pelos observatórios LIGO Avançados , feito que ganhou o Prêmio Nobel de Física 2017 .

Desafio

A detecção direta de ondas gravitacionais é complicada pelo efeito extraordinariamente pequeno que as ondas produzem em um detector. A amplitude de uma onda esférica diminui conforme o inverso da distância da fonte. Assim, mesmo as ondas de sistemas extremos, como a fusão de buracos negros binários, morrem em uma amplitude muito pequena quando chegam à Terra. Os astrofísicos previram que algumas ondas gravitacionais que passam pela Terra podem produzir movimento diferencial da ordem de 10 a 18  m em um instrumento do tamanho do LIGO .

Antenas de massa ressonante

Um dispositivo simples para detectar o movimento esperado da onda é chamado de antena de massa ressonante - um grande corpo sólido de metal isolado de vibrações externas. Este tipo de instrumento foi o primeiro tipo de detector de ondas gravitacionais. As tensões no espaço devido a uma onda gravitacional incidente excitam a frequência de ressonância do corpo e podem, portanto, ser amplificadas para níveis detectáveis. É concebível que uma supernova próxima possa ser forte o suficiente para ser vista sem amplificação ressonante. No entanto, até 2018, nenhuma observação de ondas gravitacionais que teria sido amplamente aceita pela comunidade de pesquisa foi feita em qualquer tipo de antena de massa ressonante, apesar de certas alegações de observação por pesquisadores que operam as antenas.

Existem três tipos de antena de massa ressonante que foram construídas: antenas em barra para temperatura ambiente, antenas em barra resfriadas criogenicamente e antenas esféricas resfriadas criogenicamente.

O tipo mais antigo era a antena em forma de barra para temperatura ambiente, chamada de barra Weber ; estes foram dominantes nas décadas de 1960 e 1970 e muitos foram construídos em todo o mundo. Foi afirmado por Weber e alguns outros no final dos anos 1960 e início dos anos 1970 que esses dispositivos detectavam ondas gravitacionais; no entanto, outros pesquisadores não conseguiram detectar ondas gravitacionais usando-os, e um consenso desenvolveu-se de que as barras de Weber não seriam um meio prático de detectar ondas gravitacionais.

A segunda geração de antenas de massa ressonante, desenvolvida nas décadas de 1980 e 1990, foram as antenas de barra criogênicas, também chamadas de barras de Weber. Na década de 1990, havia cinco antenas bar criogênicas principais: AURIGA (Pádua, Itália), NAUTILUS (Roma, Itália), EXPLORER (CERN, Suíça), ALLEGRO (Louisiana, EUA), NIOBE (Perth, Austrália). Em 1997, essas cinco antenas operadas por quatro grupos de pesquisa formaram a International Gravitational Event Collaboration (IGEC) para colaboração. Embora tenha havido vários casos de desvios inexplicáveis ​​do sinal de fundo, não houve casos confirmados de observação de ondas gravitacionais com esses detectores.

Na década de 1980, havia também uma antena em barra criogênica chamada ALTAIR , que junto com uma antena em barra em temperatura ambiente chamada GEOGRAV foi construída na Itália como um protótipo para as antenas em barra posteriores. Operadores do detector GEOGRAV alegaram ter observado ondas gravitacionais vindas da supernova SN1987A (junto com outra barra de temperatura ambiente de Weber), mas essas alegações não foram adotadas pela comunidade em geral.

Essas formas criogênicas modernas da barra Weber operavam com dispositivos supercondutores de interferência quântica para detectar vibrações (ALLEGRO, por exemplo). Alguns deles continuaram em operação depois que as antenas interferométricas começaram a atingir a sensibilidade astrofísica, como o AURIGA, um detector de ondas gravitacionais de barra cilíndrica ressonante ultracriogênica baseado no INFN na Itália. As equipes AURIGA e LIGO colaboraram nas observações conjuntas.

Na década de 2000, surgiu a terceira geração de antenas de massa ressonante, as antenas criogênicas esféricas. Quatro antenas esféricas foram propostas por volta do ano 2000 e duas delas foram construídas como versões reduzidas, as outras foram canceladas. As antenas propostas foram GRAIL (Holanda, reduzido para MiniGRAIL ), TIGA (EUA, pequenos protótipos feitos), SFERA (Itália) e Graviton (Brasil, reduzido para Mario Schenberg ).

As duas antenas reduzidas, MiniGRAIL e Mario Schenberg , são semelhantes em design e são operadas como um esforço colaborativo. O MiniGRAIL é baseado na Universidade de Leiden e consiste em uma esfera precisamente usinada de 1.150 kg (2.540 lb), resfriada criogenicamente a 20 mK (−273,1300 ° C; −459,6340 ° F). A configuração esférica permite sensibilidade igual em todas as direções e é um pouco experimentalmente mais simples do que dispositivos lineares maiores que requerem alto vácuo. Os eventos são detectados medindo a deformação da esfera do detector . O MiniGRAIL é altamente sensível na faixa de 2–4 kHz, adequado para detectar ondas gravitacionais de instabilidades de estrelas de nêutrons em rotação ou pequenas fusões de buracos negros.

É consenso atual que os atuais detectores de massa ressonante criogênica não são sensíveis o suficiente para detectar qualquer coisa, exceto ondas gravitacionais extremamente poderosas (e, portanto, muito raras). Em 2020, nenhuma detecção de ondas gravitacionais por antenas ressonantes criogênicas ocorreu.

Interferômetros laser

Operação simplificada de um observatório de ondas gravitacionais
Figura 1 : Um divisor de feixe (linha verde) divide a luz coerente (da caixa branca) em dois feixes que refletem nos espelhos (oblongos ciano); apenas um feixe de saída e refletido em cada braço é mostrado e separado para maior clareza. Os feixes refletidos se recombinam e um padrão de interferência é detectado (círculo roxo).
Figura 2 : Uma onda gravitacional passando sobre o braço esquerdo (amarelo) muda seu comprimento e, portanto, o padrão de interferência.

Um detector mais sensível usa interferometria a laser para medir o movimento induzido por ondas gravitacionais entre massas 'livres' separadas. Isso permite que as massas sejam separadas por grandes distâncias (aumentando o tamanho do sinal); uma outra vantagem é que ele é sensível a uma ampla faixa de frequências (não apenas àquelas próximas a uma ressonância, como é o caso das barras de Weber). Os interferômetros baseados em solo agora estão operacionais. Atualmente, o mais sensível é o LIGO - Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory. O LIGO tem dois detectores: um em Livingston, Louisiana ; a outra na unidade de Hanford em Richland, Washington . Cada um consiste em dois braços de armazenamento leve com 4 km de comprimento. Eles estão em ângulos de 90 graus entre si, com a luz passando por tubos de vácuo de 1 m (3 pés e 3 pol.) De diâmetro percorrendo os 4 quilômetros (2,5 mi) inteiros. Uma onda gravitacional que passa estica ligeiramente um braço enquanto encurta o outro. Este é precisamente o movimento ao qual um interferômetro de Michelson é mais sensível.

Mesmo com braços tão longos, as ondas gravitacionais mais fortes mudarão apenas a distância entre as extremidades dos braços em, no máximo, cerca de 10 a 18  metros. O LIGO deve ser capaz de detectar ondas gravitacionais tão pequenas quanto . Atualizações para LIGO e outros detectores como VIRGO , GEO 600 e TAMA 300 devem aumentar ainda mais a sensibilidade; a próxima geração de instrumentos (Advanced LIGO Plus e Advanced Virgo Plus) será um fator de alguns mais sensíveis. Outro interferômetro altamente sensível ( KAGRA ) começou a operar em 2020. Um ponto chave é que um aumento de dez vezes na sensibilidade (raio de "alcance") aumenta o volume de espaço acessível ao instrumento em mil. Isso aumenta a taxa na qual os sinais detectáveis ​​devem ser vistos de um por dezenas de anos de observação, para dezenas por ano.

Os detectores interferométricos são limitados em altas frequências por ruído de disparo , que ocorre porque os lasers produzem fótons aleatoriamente; uma analogia é com a chuva - a taxa de chuva, como a intensidade do laser, é mensurável, mas as gotas de chuva, como os fótons, caem em momentos aleatórios, causando flutuações em torno do valor médio. Isso leva a ruído na saída do detector, muito parecido com a estática do rádio. Além disso, para uma potência do laser suficientemente alta, o momento aleatório transferido para as massas de teste pelos fótons do laser sacode os espelhos, mascarando os sinais em baixas frequências. O ruído térmico (por exemplo, movimento browniano ) é outro limite de sensibilidade. Além dessas fontes de ruído "estacionárias" (constantes), todos os detectores baseados no solo também são limitados em baixas frequências por ruído sísmico e outras formas de vibração ambiental, e outras fontes de ruído "não estacionárias"; rangidos em estruturas mecânicas, relâmpagos ou outros grandes distúrbios elétricos, etc. também podem criar ruído mascarar um evento ou podem até mesmo imitar um evento. Todos estes devem ser levados em consideração e excluídos pela análise antes que uma detecção possa ser considerada um verdadeiro evento de onda gravitacional.

Interferômetros baseados no espaço, como LISA e DECIGO , também estão sendo desenvolvidos. O projeto do LISA exige três massas de teste formando um triângulo equilátero, com lasers de cada espaçonave para cada outra espaçonave formando dois interferômetros independentes. O LISA está planejado para ocupar uma órbita solar ao longo da Terra, com cada braço do triângulo tendo cinco milhões de quilômetros. Isso coloca o detector em um vácuo excelente longe de fontes de ruído baseadas na Terra, embora ainda seja suscetível a ruídos de disparo, bem como artefatos causados ​​por raios cósmicos e vento solar .

Einstein @ Home

Em certo sentido, os sinais mais fáceis de detectar devem ser fontes constantes. As fusões de supernovas e estrelas de nêutrons ou buracos negros devem ter amplitudes maiores e ser mais interessantes, mas as ondas geradas serão mais complicadas. As ondas emitidas por uma estrela de nêutrons ondulante e giratória seriam " monocromáticas " - como um tom puro na acústica . Não mudaria muito em amplitude ou frequência.

O projeto Einstein @ Home é um projeto de computação distribuída semelhante ao SETI @ home destinado a detectar este tipo de onda gravitacional simples. Ao pegar dados do LIGO e do GEO e enviá-los em pequenos pedaços a milhares de voluntários para análise paralela em seus computadores domésticos, o Einstein @ Home pode filtrar os dados muito mais rapidamente do que seria possível de outra forma.

Matrizes de tempo de pulsar

Uma abordagem diferente para detectar ondas gravitacionais é usada por matrizes de tempo de pulsar , como o European Pulsar Timing Array , o Observatório Norte-americano de Nanohertz para Ondas Gravitacionais e o Parkes Pulsar Timing Array . Esses projetos se propõem a detectar ondas gravitacionais observando o efeito que essas ondas têm sobre os sinais de entrada de uma série de pulsares de milissegundos bem conhecidos . À medida que uma onda gravitacional que passa pela Terra contrai o espaço em uma direção e expande o espaço em outra, os tempos de chegada dos sinais do pulsar dessas direções são alterados de maneira correspondente. Ao estudar um conjunto fixo de pulsares no céu, essas matrizes devem ser capazes de detectar ondas gravitacionais na faixa dos nanohertz. Espera-se que tais sinais sejam emitidos por pares de buracos negros supermassivos em fusão.

Detecção no fundo cósmico de micro-ondas

A radiação cósmica de fundo, radiação que sobrou de quando o Universo esfriou o suficiente para que os primeiros átomos se formassem , pode conter a impressão de ondas gravitacionais do Universo muito antigo . A radiação de microondas é polarizada. O padrão de polarização pode ser dividido em duas classes chamadas modos- E e modos- B . Isso é uma analogia com a eletrostática, onde o campo elétrico (campo E ) tem uma ondulação que desaparece e o campo magnético (campo B ) tem uma divergência que desaparece . Os E -modes pode ser criado por uma variedade de processos, mas os B -modes só pode ser produzido por lentes gravitacionais , ondas gravitacionais , ou espalhamento de .

Em 17 de março de 2014, astrônomos do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics anunciaram a aparente detecção da impressão das ondas gravitacionais no fundo de microondas cósmico , que, se confirmada, forneceria fortes evidências para a inflação e o Big Bang . No entanto, em 19 de junho de 2014, foi relatada uma redução da confiança na confirmação dos resultados; e em 19 de setembro de 2014, a confiança baixou ainda mais. Finalmente, em 30 de janeiro de 2015, a Agência Espacial Europeia anunciou que o sinal pode ser inteiramente atribuído à poeira na Via Láctea.

Novos designs de detectores

Interferometria atômica.

Existem atualmente dois detectores focados em detecções na extremidade superior do espectro de ondas gravitacionais ( 10-7 a 10 5 Hz): um na Universidade de Birmingham , Inglaterra, e outro na INFN Gênova, Itália. Um terceiro está em desenvolvimento na Universidade de Chongqing , na China. O detector de Birmingham mede as mudanças no estado de polarização de um feixe de micro - ondas circulando em um circuito fechado com cerca de um metro de diâmetro. Dois foram fabricados e atualmente espera-se que sejam sensíveis a deformações periódicas do espaço-tempo , dadas como uma densidade espectral de amplitude . O detector INFN Genoa é uma antena ressonante que consiste em dois osciladores harmônicos supercondutores esféricos acoplados com alguns centímetros de diâmetro. Os osciladores são projetados para ter (quando desacoplados) frequências ressonantes quase iguais. Atualmente, espera-se que o sistema tenha uma sensibilidade a deformações periódicas do espaço-tempo de , com uma expectativa de atingir uma sensibilidade de . O detector da Universidade de Chongqing foi planejado para detectar ondas gravitacionais de relíquia de alta frequência com os parâmetros típicos previstos ~ 10 10 Hz (10 GHz) eh ~ 10-30 a 10 -31 .

O Levitate Sensor Detector é um detector proposto para ondas gravitacionais com uma frequência entre 10 kHz e 300 kHz, potencialmente provenientes de buracos negros primordiais . Ele usará partículas dielétricas levitadas opticamente em uma cavidade óptica.

Uma antena com barra de torção (TOBA) é um projeto proposto composto por duas barras longas e finas, suspensas como pêndulos de torção em forma de cruz, em que o ângulo diferencial é sensível às forças das ondas gravitacionais da maré.

Detectores baseados em ondas de matéria ( interferômetros atômicos ) também foram propostos e estão sendo desenvolvidos. Houve propostas desde o início dos anos 2000. A interferometria atômica é proposta para estender a largura de banda de detecção na banda de infra-som (10 mHz - 10 Hz), onde os detectores atuais baseados em terra são limitados por ruído de gravidade de baixa frequência. Um projeto de demonstração denominado Antena de Gravitação de Interferômetro com base em laser de onda Matter (MIGA) iniciou a construção em 2018 no ambiente subterrâneo de LSBB (Rustrel, França).

Lista de detectores de ondas gravitacionais

Curvas de ruído para uma seleção de detectores em função da frequência. A deformação característica de fontes astrofísicas potenciais também são mostradas. Para ser detectável, a deformação característica de um sinal deve estar acima da curva de ruído.

Detectores de massa ressonante

Interferômetros

Os detectores de ondas gravitacionais interferométricas são frequentemente agrupados em gerações com base na tecnologia usada. Os detectores interferométricos implantados nas décadas de 1990 e 2000 foram a base de muitas das tecnologias básicas necessárias para a detecção inicial e são comumente chamados de primeira geração. A segunda geração de detectores em operação na década de 2010, principalmente nas mesmas instalações como LIGO e VIRGO, aprimorou esses projetos com técnicas sofisticadas, como espelhos criogênicos e injeção de vácuo comprimido. Isso levou à primeira detecção inequívoca de uma onda gravitacional pelo Advanced LIGO em 2015. A terceira geração de detectores está atualmente em fase de planejamento e busca melhorar em relação à segunda geração, alcançando maior sensibilidade de detecção e uma faixa maior de frequências acessíveis. Todos esses experimentos envolvem muitas tecnologias em desenvolvimento contínuo ao longo de várias décadas, então a categorização por geração é necessariamente apenas aproximada.

Tempo de pulsar

Veja também

Referências

links externos