처녀자리 간섭계

Virgo interferometer
처녀자리 실험
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EGO와 처녀자리 협업에 기여하는 기관이 있는 국가
처녀자리 협업에 기여하는 기관이 있는 국가
형성1993
유형국제 과학 협력
목적중력파 검출
본사유럽 중력 관측소
위치
좌표43°37°53°N 10°30′16″e/43.6313°N 10.5045°E/ 43.6313, 10.5045좌표: 43°37°53°N 10°30°16°E / 43.6313°N 10.5045°E / 43.6313, 10.5045
지역
이탈리아
필드기초 조사
대변인
조반니 로수르도
제휴LVC(LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration)
예산.
연간 약 1,000만 유로
직원
Virgo 콜라보레이션에는 650명 이상이 참가하고 있습니다.
웹 사이트www.virgo-gw.eu

처녀자리 간섭계는 일반 상대성이론에 의해 예측되는 중력파를 검출하기 위해 설계된 큰 간섭계이다.처녀자리는 외부의 장애로부터 격리된 Michelson 간섭계입니다. 거울과 계기는 현탁되어 있고 레이저 빔은 진공상태에서 작동합니다.이 악기의 두 팔은 길이가 3킬로미터이고 이탈리아 피사 시 근처에 있는 마세라타의 산토 스테파노에 위치해 있다.

처녀자리는 프랑스 CNRS와 이탈리아 [1]INFN이 설립한 컨소시엄인 유럽중력천문대(EGO)가 주최한다.Virgo Collaboration은 검출기를 운영하고 있으며 [2]14개국의 119개 기관을 대표하는 650명 이상의 회원으로 구성되어 있다.버고와 유사한 다른 간섭계는 미국의 두 LIGO 간섭계(Hanford Site와 Livingston, Louisiana)를 포함하여 중력파를 감지하는 동일한 목표를 가지고 있다.2007년 이후, 처녀자리와 LIGO는 검출기로 기록된 데이터를 공유 및 분석하고 그 [3]결과를 공동으로 발표하기로 합의했다.간섭계 검출기는 방향성이 없고(전체 하늘을 조사한다) 약한, 드문, 일회성 이벤트를 찾기 때문에 신호 유효성을 확인하고 선원의 각도 방향을 추론하기 위해 여러 계측기에서 중력파의 동시 검출이 필요하다.

간섭계는 지구에서 약 5천만 광년 떨어진 처녀자리 은하에 있는 약 1,500개의 은하로 이루어진 처녀자리 은하단의 이름을 따서 붙여졌다.중력파의 어떤 지상파도 감지 가능한 신호를 만들어 낼 만큼 강력하지 않기 때문에 처녀자리는 우주를 관찰해야 한다.검출기가 더 민감할수록 중력파를 더 멀리 볼 수 있고, 그러면 잠재적 선원의 수가 증가한다.이는 처녀자리가 잠재적으로 민감할 수 있는 폭력적인 현상(콤팩트 쌍성계, 중성자별 또는 블랙홀의 결합, 초신성 폭발 등)이 드물기 때문에 관련이 있습니다. 처녀자리가 더 많은 은하를 조사할수록 탐지 가능성이 커집니다.

역사

처녀자리 프로젝트는 1993년 프랑스 CNRS에 의해 승인되었고 1994년 실험의 시작점인 이탈리아 INFN에 의해 승인되었다.검출기의 건설은 1996년 이탈리아 피사 근처의 카시나 현장에서 시작되었다.2000년 [4]12월 CNRS와 INFN은 유럽중력천문대(EGO 컨소시엄)를 설립하였고, 네덜란드 NIKHEF는 나중에 관측자로 가입하여 최종적으로 정회원으로 가입하였다.EGO는 Virgo 사이트의 건설, 유지보수 및 검출기의 작동 및 업그레이드 작업을 담당한다.EGO의 목표는 [1]또한 유럽에서 중력에 대한 연구와 연구를 촉진하는 것이다.

Virgo Collaboration은 Virgo 간섭계의 실현과 작동에 대해 연구합니다.2021년 2월 현재, 14개국의 119개 기관을 대표하는 650명 이상의 회원이 [2]협력에 참여하고 있다.여기에는 프랑스, 이탈리아, 네덜란드, 폴란드, 스페인, 벨기에, 독일, 헝가리, 포르투갈, 그리스, 체코, 덴마크, 아일랜드, 모나코, 중국 및 [5]일본의 기관이 포함됩니다.

초기 처녀자리 검출기

2000년대에, 처녀자리 검출기가 제작되고, 시운전되고, 운용되었다.그 기기는 중력파 신호에 대한 설계 감도에 도달했다.이러한 초기 노력은 처녀자리 기술 설계 선택을 검증하기 위해 사용되었으며, 또한 거대 간섭계가 넓은 주파수 [6][7]대역에서 중력파를 검출할 수 있는 유망한 장치임을 입증했습니다.초기 처녀자리 검출기의 구축은 2003년 6월에[8] 완료되었으며, 이후 2007년과 [9]2011년 사이에 몇 가지 데이터가 수집되었다.이들 실행 중 일부는 2개의 LIGO 검출기와 동시에 수행되었다.초기 처녀자리 검출기는 네 번의 과학 [10]실행 동안 2007년부터 2011년까지의 과학 데이터를 기록했습니다.Virgo 서스펜션 시스템의 대대적인 업그레이드를 위해 2010년에 몇 개월간의 셧다운이 있었습니다.즉, 열 소음을 [11]줄이기 위해 원래 서스펜션 강철 와이어를 유리 파이버로 교체했습니다.이 최종 구성으로 수개월의 데이터를 취득한 후, 2011년 9월에 초기 Virgo 검출기가 종료되어 Advanced Virgo [12]설치가 개시되었습니다.

Advanced Virgo 디텍터

처녀자리의 중력파를 최초로 직접 검출한 GW170814.

그러나 초기 처녀자리 검출기는 그러한 중력파를 검출할 만큼 민감하지 않았다.따라서, 그것은 2011년에 해체되었고, 그것의 감도를 10배 증가시키는 것을 목표로 하는 첨단 처녀자리 검출기로 대체되어 1,000배 더 큰 우주의 부피를 탐사할 수 있게 되었고, 중력파의 검출을 [citation needed]더 쉽게 할 수 있게 되었다.원래 검출기는 일반적으로 "초기 처녀자리" 또는 "원래 처녀자리"로 불린다.Advanced Virgo 검출기는 초기 검출기에서 얻은 경험과 제조 이후 기술의 진보로부터 이익을 얻는다.

Advanced Virgo는 2016년에 시운전 프로세스를 시작하여 2017년 [13]5월과 6월에 첫 "엔지니어링" 관찰 기간을 위해 두 개의 첨단 LIGO 검출기("aLIGO")에 합류했다.2017년 8월 14일, LIGO와 처녀성은 2017년 9월 27일에 보고된 GW170814 신호를 감지했다.이는 LIGO와 [14]처녀자리 둘 다에 의해 발견된 최초의 바이너리 블랙홀 합병이었다.

Advanced Virgo는 초기 [15]Virgo보다 10배 더 민감합니다.2012년 고급 처녀자리 기술 설계 보고서 VIR-0128A–12에 따르면, 고급 처녀자리는 처녀자리와 동일한 진공 인프라를 유지하고 있으며, 미러 타워에서 나오는 잔류 입자를 잡기 위한 4개의 추가 저온랩이 양 끝에 위치하지만 간섭계의 나머지 부분은 상당히 증가했습니다.새로운 거울은 더 크고(지름 350mm, 무게 40kg), 광학 성능이 [16]향상되었다.간섭계를 제어하는 데 사용되는 중요한 광학 소자는 매달린 벤치에서 진공 상태에 있습니다.미러 수차를 현장에서 보정하기 위해 적응 광학 시스템이 설치되어야 했다.[16]최종 Advanced Virgo 구성에서는 레이저 전력은 200 W가 됩니다.

새로운 검출기의 설치로 2017년에 Advanced Virgo의 이정표에 도달했다.2017년 하반기 LIGO와의 첫 공동 과학 실행은 수개월의 시운전 기간을 거쳐 시작되었습니다.

처녀자리에 의한 중력파의 최초 검출은 GW170814로 알려져 있으며, 2017년 9월 27일 이탈리아 [17][14]토리노에서 열린 G7 과학회의에서 발표되었다.

불과 며칠 뒤인 2017년 8월 17일, GW170817이 LIGO와 처녀자리에 의해 검출되었다.GW는 2개의 중성자별이 서로 더 가깝게 나선형을 그리다가 최종적으로 합쳐지는 마지막 순간에 생성되었으며, 비중력적 방법으로 확인된 최초의 GW 관측이다.

2019년 4월 Virgo가 "O3" 관찰 실행을 시작한 이후, 1년 동안 지속할 계획이었고, 그 후 [18]추가 업그레이드가 이어졌다.2020년 3월 27일 UTC 17:00에 COVID-19 [19]대유행으로 인해 처녀자리 공동작업과 LIGO 과학 공동작업의 세 번째 관측 기간(O3)이 중단되었다.

중력파 관측소인 LIGO, 처녀자리, KAGRA는 COVID로 인한 정지 후에도 관측을 계속하기 위해 조정 중이며 2021년 11월 9일 현재 2022년 12월 중순에 O4 관측을 함께 시작할 계획이다.처녀자리는 쌍성 중성자별 합병에 대한 민감도 목표를 80-115Mpc로 예측한다(감도: LIGO 160-190Mpc, KAGRA 1Mpc 이상).[20]

첨단 처녀자리 간섭계의 과학 사례

LIGO-Virgo 네트워크에 의해 검출된 중력파 신호의 하늘 위치 파악.

첨단 처녀자리 간섭계는 우주의 천체물리학적 근원에서 오는 중력파를 감지하고 연구하는 것을 목표로 한다.지반 간섭계의 감도 내에서 알려진 주요 중력파 방출 시스템은 블랙홀 및/또는 중성자별 쌍성 합병, 회전하는 중성자별, 폭발과 초신성 폭발, 그리고 빅뱅으로 인한 중력파 배경이다.게다가, 중력 복사는 예상치 못한 이론적으로 예측된 이국적인 물체를 발견하게 할 수도 있다.

블랙홀과 중성자별의 결합

인스피럴과 두 블랙홀의 병합에 의해 방출되는 중력파의 수치 시뮬레이션.

블랙홀과 중성자 별과 같은 두 개의 크고 작은 물체가 인스피럴 단계에서 서로 회전하기 시작하면, 그들은 중력 방사선을 방출하고, 따라서 에너지를 잃는다.따라서, 그들은 서로 가까워지기 시작하고, 중력파의 주파수와 진폭을 증가시킨다: 그것은 결합 현상이고 수백만 년 동안 지속될 수 있다.마지막 단계는 두 물체가 합쳐져 블랙홀이 되는 것이다.파형에서 병합에 해당하는 부분이 가장 큰 진폭과 가장 높은 주파수를 가집니다.이러한 시스템의 수치상대성 시뮬레이션을 수행해야만 모델링할 수 있습니다.간섭계는 블랙홀과 중성자별 쌍성의 결합의 마지막 단계에 민감하도록 설계되어 있습니다. 전체 과정의 몇 밀리초에서 몇 초 사이의 시간만 관찰할 수 있습니다.지금까지의 모든 발견은 블랙홀이나 중성자별의 합병이었다.

회전 중성자 별

중성자별은 우주에서 블랙홀 다음으로 두 번째로 작은 것으로 알려진 물체이다.태양과 같은 질량이 약 1.5배이지만 반지름 약 10km의 구 안에 포함되어 있습니다.펄사는 주기적으로 빛의 펄스를 방출하는 중성자별의 특별한 경우입니다. 펄사는 초당 최대 1000회 회전할 수 있습니다.축대칭(표면에 있는 작은 "산")으로부터의 작은 편차는 지속적인 중력파를 생성하게 됩니다.Advanced Virgo는 알려진 펄서로부터 어떠한 신호도 감지하지 못했습니다. 즉, 완벽한 회전 공으로부터의 편차가 1mm 미만이라는 결론을 내렸습니다.

폭발 및 초신성

몇 밀리초에서 몇 초까지 지속되는 신호는 중력파 버스트로 간주됩니다.초신성 폭발, 즉 수명이 다한 거대한 별들의 중력 붕괴는 고급 처녀자리 간섭계로 볼 수 있는 중력 방사선을 방출합니다.다중 메신저 검출(전자파 및 중력 복사, 중성미자)은 초신성 과정과 블랙홀 형성을 더 잘 이해하는 데 도움이 될 것입니다.

중력파 확률적 배경

우주 마이크로파 배경(CMB)은 전자기 스펙트럼에서 관측될 수 있는 우주의 가장 이른 시간입니다.그러나 우주론 모형은 빅뱅 이후 발생하는 중력파의 방출을 예측한다.중력파가 물질과 매우 약하게 상호작용하기 때문에, 그러한 배경을 감지하는 것은 우리 우주의 우주론적 진화에 대한 더 많은 통찰력을 줄 것이다.

게다가, 천체물리학적 배경은 항상 중력파를 방출하는 희미하고 먼 모든 원천이 겹쳐져 있기 때문에 천체물리학적 원천과 별의 형성을 연구하는 데 도움이 될 것이다.

이국적인 출처

물리학자들은 기존의 소형 물체의 대체 모델을 제안해 왔다.이러한 모델의 예는 일반상대성(쿼크와 이상한 별, 보손과 프로카 별, 스칼라와 프로카 머리카락이 있는 커 블랙홀) 내에서 설명될 수 있으며, 양자 중력에 대한 일부 접근법(우주적 끈, 퍼즈볼, 중력자)에서 발생하며, 또한 대체 중력 이론(스칼라 중성자 별 또는 블랙홀, w)에서 유래한다.구멍)이론적으로 예측된 이국적인 소형 물체들이 이제 발견될 수 있고 중력의 본질을 밝히거나 새로운 형태의 물질을 발견하는 데 도움을 줄 것이다.게다가 전혀 예상치 못한 현상이 관찰되어 새로운 물리학이 공개될 수도 있다.

  • 중력파 편파
  • Plus polarization

    플러스 편광

  • Cross polarization

    교차 편파

중력파 편파

중력파에는 두 가지 편광, 즉 "플러스" 편광과 "크로스" 편광이 있습니다.편광은 소스의 특성에 따라 달라집니다(예를 들어 블랙홀 쌍성 합병에서 세차 스핀은 "교차" 편광과 함께 중력파를 생성합니다).따라서, 중력 방사선의 편광을 감지하는 것은 시스템의 물리적 특성에 대한 더 많은 통찰력을 줄 것이다.

목표들

중앙 건물, Mode-Cleaner 건물, 전체 길이 3km의 서쪽 팔과 북쪽 팔의 시작(오른쪽)을 보여주는 처녀자리 실험 장소의 공중도.다른 건물에는 사무실, 워크샵, 로컬 컴퓨팅 센터 및 간섭계 제어실이 있습니다.이 사진이 찍혔을 때 프로젝트 관리를 맡고 있는 건물과 매점은 아직 지어지지 않은 상태였다.

처녀자리의 첫 번째 목표는 알버트 아인슈타인의 일반 상대성 [21]이론의 직접적인 예측인 중력파를 직접 관찰하는 것이다.1993년 노벨 물리학상을 받은 바이너리 펄서 1913+16의 30년에 걸친 연구는 중력파의 존재에 대한 간접적인 증거로 이어졌다.이 쌍성 펄서의 궤도 주기의 시간 경과에 따른 관측된 진화는 [22]시스템이 중력파를 방출하여 에너지를 잃고 있다는 가설과 매우 일치합니다.회전운동이 빨라지고 있으며(2004년에 7.75시간으로 보고된 주기는 매년 76.5마이크로초씩 감소하고 있다) 두 개의 콤팩트한 별은 매년 약 3미터씩 가까워지고 있다.그들은 약 3억년 후에 합쳐질 것이다.하지만 우주충돌 직전 마지막 순간만 해도 처녀자리 같은 검출기로 볼 수 있을 만큼 강한 중력파를 만들어 낼 수 있습니다.바이너리 펄서 B1913+16의 진화에 대한 이 이론적인 시나리오는 처녀자리나 LIGO와 같은 거대 간섭 검출기의 주요 목표인 유사한 시스템으로부터의 중력파를 직접 감지함으로써 확인될 것이다.

장기적인 목표는 중력파를 발견하는 주요 목표를 달성한 후, 처녀자리는 현재의 망원경이나 검출기와는 다른 상호보완적인 시각으로 우주를 관찰함으로써 새로운 천문학 분과 탄생의 일부가 되는 것이다.중력파가 가져오는 정보는 우주선과 중성미자의 전자 스펙트럼(마이크로웨이브, 전파, 적외선, 가시 스펙트럼, 자외선, X선, 감마선) 연구에 의해 제공될 것이다.중력파 검출과 하늘의 가시적이고 국지적인 사건의 상관관계를 찾기 위해, LIGO와 처녀자리의 공동작업은 망원경을 운영하는 많은 팀들과 쌍무협정을 맺어 (수일 또는 몇 시간의 시간 척도로) 이러한 파트너들에게 잠재적인 중력파 신호가 관찰되었음을 신속하게 알렸습니다.송신원(실제인 경우)은 짧은 시간 동안만 표시되는 경우가 있기 때문에 신호가 진짜인지 아닌지를 알기 전에 이러한 경보를 전송해야 합니다.

중력파의 간섭 검출

광학공간의 중력파의 영향

일반 상대성 이론에서 중력파는 빛의 속도로 전파되는 시공간 교란이다.그런 다음 시공간이 약간 곡선을 그리며 광경로가 로컬로 변경됩니다.수학적으로 h h가 들어오는 중력파의 진폭(작다고 가정)이고 L L이 빛이 순환하는 광공의 길이일 중력파에 의한 광로의 변화 L L은 fo에 의해 구해진다.룰라:[23]

C≤ C1)은 들어오는 중력파의 전파 방향과 캐비티 사이의 상대적 방향에 따라 달라지는 기하학적 요인이다.

검출 원리

Virgo와 같은 중력파 부유 간섭계 검출기의 기본 구조(라벨은 프랑스어)

처녀자리는 거울이 매달려 있는 미켈슨 간섭계이다.레이저를 45도 기울인 빔 스플리터에 의해 2개의 빔으로 분할한다.간섭계의 두 수직 암에서 전파되는 두 빔은 암의 끝에 위치한 미러에 의해 반사되고 빔 스플리터에 재결합하여 포토다이오드에 의해 감지되는 간섭을 생성합니다.들어오는 중력파는 암 내 레이저광의 광로를 변화시키고, 그 후 포토다이오드에 의해 기록된 간섭 패턴을 변화시킨다.

따라서 잠재적 중력파에 의해 유도되는 신호는 간섭계 [24]출력에서 검출된 광강도 변화에 "포함"된다.그러나, 몇 가지 외부 원인(글로벌하게 노이즈로 표시됨)은 간섭 패턴을 영구적이고 유의하게 변화시킵니다.이러한 신호를 제거하거나 완화하기 위한 조치가 취해지지 않으면 예상되는 물리적 신호는 노이즈에 묻혀 검출되지 않는 상태로 남게 됩니다.따라서 Virgo 및 LIGO와 같은 검출기 설계에는 측정에 영향을 미칠 수 있는 모든 소음원의 상세 인벤토리가 필요하며,[25][26] 이를 최대한 줄이기 위한 강력하고 지속적인 노력이 필요하다.데이터 수집 기간 동안 간섭계의 소음 수준을 실시간으로 감시하고 가장 큰 소음을 식별하고 이를 완화하기 위해 심층 연구를 수행합니다.검출기가 "너무 시끄러운" 것으로 판명된 각 기간은 데이터 분석에서 제외된다. 즉, 이러한 데드 타임을 가능한 한 줄여야 한다.

검출기 감도

2011년 8월에 계산된 주파수 대역의 처녀자리 검출기의 민감도 곡선 [10Hz; 10kHz]전형적인 형태: 미러 서스펜션 진자 모드의 열 노이즈는 저주파에서 우세하지만 고주파수의 증가는 레이저 샷 노이즈에 의한 것입니다"Virgo Sensitivity Curves". 2011. Archived from the original on 1 December 2015. Retrieved 15 December 2015..이러한 2개의 주파수 대역과 이러한 기본 노이즈에 중첩된 주파수 대역 사이에서 다양한 기기 노이즈(전원 그리드와 그 고조파로부터의 50Hz 주파수 포함)의 기여와 같은 공진(예를 들어 서스펜션 와이어 바이올린 모드)을 볼 수 있습니다.

Virgo와 같은 검출기는 기기가 검출할 수 있는 가장 작은 신호에 대한 정보를 제공하는 뛰어난 수치인 감도로 특징지어진다. 감도 값이 작을수록 검출기가 더 좋다.노이즈마다 주파수 범위가 다르기 때문에 감도는 주파수에 따라 달라집니다.예를 들어, 고급 처녀자리 검출기의 감도는 궁극적으로 다음과 같이 [26]제한될 것으로 예상된다.

  • 약 10Hz(Hz)의 저주파에서 발생하는 지진 소음(발원지가 많은 모든 지상 운동: 지중해의 파도, 바람, 낮 동안의 교통 등)
  • 미러 및 서스펜션 와이어의 열 소음(수십 Hz에서 수 백까지)
  • 수백 Hz 이상의 레이저 샷 소음

처녀자리는 감도가 몇 Hz에서 10 kHz까지인 광대역 검출기입니다.수학적으로 말하면, 감도는 검출기에 의해 기록된 데이터를 사용하여 실시간으로 계산되는 파워 스펙트럼으로 특징지어진다.반대편 곡선은 로그 로그 척도를 사용하여 표시된 2011년도의 처녀자리 진폭 스펙트럼 밀도(파워 스펙트럼의 제곱근)의 예를 보여준다.

감도 향상

단일 광학 공동이 아닌 간섭계를 사용하면 중력파에 [27]대한 검출기의 민감도를 크게 높일 수 있다.실제로 간섭 측정에 기초한 이 구성에서는 일부 실험 소음의 기여가 크게 감소합니다. 단일 공동 길이에 비례하는 대신 암 사이의 길이 차이에 따라 달라집니다(따라서 동일한 암 길이가 노이즈를 상쇄합니다).또한 간섭계 구성은 전파방향과 횡단하는 평면의 중력파에 의해 유도되는 차분 효과로 의 길이 L\L의 변화량이 동일 길이의 수직광로가 변화한다. L \ - \ L（ but magnitude but but but but but ） 。그리고 Michelson 간섭계의 출력 포트에서의 간섭은 두 암 사이의 길이 차이에 따라 달라집니다. 따라서 측정 효과는 단순한 캐비티에 대한 계수 2에 의해 증폭됩니다.

그런 다음 간섭계의 다양한 미러를 "고정"해야 합니다. 미러를 움직이면 광학 캐비티 길이가 바뀌고 계측기 출력 포트에서 간섭 신호가 읽힙니다.기준과[28] 상대적인 미러 위치 및 정렬은 길이의 [26]경우 10분의 1 나노미터보다 더 정밀하고 각도의 경우 몇 나노레이디언 수준으로 실시간으로 정확하게 모니터링됩니다.검출기의 감도가 높을수록, 검출기의 최적 작업점은 좁아집니다.

제1세대 처녀자리 검출기의 광학 구성.도식에서는 다양한 캐비티에 저장된 전력의 크기를 읽을 수 있습니다.

다양한 미러가 자유롭게 움직이는 초기 구성에서 해당 작동 지점에 도달하는 것은 제어 시스템의 [29]과제입니다.첫 번째 단계에서는 각 미러를 국소적으로 제어하여 잔류 운동을 감쇠시킵니다. 그런 다음, 일반적으로 길고 복잡한 자동화된 일련의 단계를 통해 일련의 독립적 로컬 컨트롤 사이에서 간섭계를 전체적으로 조종하는 고유한 글로벌 컨트롤로 전환할 수 있습니다.이 작동점에 도달하면 실시간으로 판독되는 오류 신호가 간섭계의 실제 상태와 최적의 상태 사이의 편차를 측정하므로 이를 유지하는 것이 더 간단하다.측정된 차이에 따라 다양한 미러에 기계적 보정이 적용되어 시스템이 최적의 작동 지점에 가까워집니다.

중력파의 간섭 검출기의 최적 작동점은 빔 스플리터 상에서 재결합된 2개의 레이저 빔이 파괴적으로 간섭하는 구성인 "다크 프린지"에서 약간 분리된다. 즉, 출력 포트에서는 거의 빛이 검출되지 않는다.계산 결과 검출기 감도는 1 × {로 측정되며[26] 서 L({ L은 암 캐비티 길이, P})는 빔 스플리터의 레이저 파워입니다.이를 개선하려면 이 두 가지 수량을 늘려야 합니다.

  • 따라서 처녀자리 검출기의 팔 길이는 3km이다.
  • 레이저 광로의 길이를 더욱(배수 50) 늘리기 위해 킬로미터 암 입구에 반사율이 높은 미러를 설치하여 Fabry-Perot 공동을 형성한다.
  • 마지막으로 간섭계가 어두운 테두리에 동조되어 암의 단부에 위치한 미러도 반사율이 높기 때문에 빔 스플리터로부터 거의 모든 레이저 전력이 레이저 소스로 반송된다.따라서 이 영역에는 빛을 재활용하여 기기 내부에 저장할 수 있는 반사율이 높은 거울이 추가로 배치되어 있습니다.

악기

모든 처녀자리 거울은 진공 상태에서 지진 진동을 엄청나게 감쇠시키는 기계 구조에 의해 지지됩니다."수퍼레이터"는 위쪽 플랫폼에 매달려 있는 펜듈라 체인으로 구성되어 있으며, 기술적으로 역진자라고 불리는 세 개의 길고 유연한 다리에 의해 지지됩니다.이러한 방식으로 10Hz 이상의 지진 진동이 10배 이상12 감소하고 거울의 위치가 매우 세심하게 제어된다.

공기에서 본 처녀자리 검출기는 3km 길이의 수직 팔 두 개를 가진 특징적인 "L"자 모양을 하고 있다.암은 레이저 빔이 초고진공 상태에서 이동하는 지름 120cm의 진공 파이프를 "터널링"합니다.빛과 들어오는 중력파 사이의 상호작용을 증가시키기 위해 레이저 소스와 빔 스플리터 사이의 기기 입구에 "재활용 거울"이라고 불리는 거울과 함께 각 암에 Fabry-Perot 광학 공동이 설치되어 있습니다.

처녀자리는 10Hz에서 10,000Hz까지의 넓은 주파수 범위에서 중력파에 민감합니다.디텍터의 주요 구성 요소는 다음과 같습니다.

  • 레이저는 그 실험의 광원이다.주파수와 [30]진폭에서 매우 안정적이면서도 강력해야 합니다.다소 상반된 모든 사양을 충족하기 위해 빔은 매우 낮은 전력이지만 매우 안정적인 [31]레이저에서 시작합니다.이 레이저로부터의 빛은 몇 개의 증폭기를 통과해 100배까지 전력을 증강합니다.초기 Virgo 디텍터의 마지막 구성('Virgo+'라고 함)에서는 50W의 출력 전력이 달성되었지만 Advanced Virgo의 최종 구성에서는 레이저가 200W를 [16]공급합니다.유지되는 솔루션은 시스템의 견고성을 향상시키기 위해 파이버로 구성된 증폭 스테이지가 있는 완전 파이버 레이저를 사용하는 것입니다.이 레이저는 간섭계에 추가적인 노이즈를 주입하지 않고 중력파 신호에 대한 감도를 개선하기 위해 진폭, 주파수 및 위치에서 능동적으로 안정화됩니다.
  • 암 캐비티의 대형 미러는 간섭계의 가장 중요한 광학 장치입니다.이러한 미러는 각 암에 공명 광학 공동을 만들어 3km 암에 저장된 빛의 힘을 증가시킵니다.이것에 의해, 빛과 중력파 신호의 상호작용 시간이 큰폭으로 증가한다.그 거울들은 최첨단 기술로 만들어진 비표준 부품들이다.그것들은 세계에서 [32]가장 순수한 유리로 만들어진 지름 35cm, [16]두께 20cm의 실린더이다.미러는 빛을 [33]확산(따라서 손실)하지 않기 위해 원자 수준까지 연마됩니다.마지막으로 반사코팅(이온빔 스패터링(IBS)으로 이루어진 브래그 리플렉터)을 추가한다.암의 끝에 위치한 미러는 들어오는 모든 빛을 반사하며,[34] 반사될 때마다 0.002% 미만의 빛이 손실됩니다.
  • 거울까지 전파되어 흔들리고 잠재적 중력파 신호를 가릴 수 있는 지진 소음을 완화하기 위해 대형 거울은 복잡한 시스템에 의해 매달려 있다.모든 메인 미러는 일련의 감쇠기에 부착된 실리카[35](이후 유리)로 만들어진 4개의 얇은 섬유로 매달려 있습니다.'슈퍼 감쇠기'라고 불리는 이 서스펜션 체인은 높이가 10미터에 가깝고 진공 [36]상태이기도 하다.슈퍼 감쇠기는 미러의 장애를 제한할 뿐만 아니라 미러의 위치와 방향을 정밀하게 조종할 수 있습니다.광검출에 사용되는 벤치 등 레이저빔의 형성에 사용되는 사출광학이 위치한 광학테이블도 지진 및 음향소음을 제한하기 위해 매달아 진공상태로 둔다.고급 Virgo의 경우 중력파 신호를 검출하고 간섭계를 조종하는 데 사용되는 전체 기기(광다이오드, 카메라 및 관련 전자 장치)도 여러 개의 현수식 벤치에 진공 상태에서 설치됩니다.이러한 선택과 진공 파이프 내부에 광트랩(배플이라고 함)을 사용하면 확산된 빛에 의한 스플리어스 반사로 인해 잔류 지진 노이즈가 다크 포트 신호에 다시 유입되는 것을 방지할 수 있습니다.
  • 처녀자리는 총 6800입방미터의 [37]초고진공 설비로 유럽 최대 규모다.2개의 3km 암은 지름 1.2m의 긴 파이프로 구성되어 있으며, 잔류 압력은 대기압의 약 10억분의 1이다.따라서 잔류 공기 분자는 레이저 빔의 경로를 방해하지 않습니다.대형 게이트 밸브가 암의 양 끝에 위치하고 있어 암 초고진공을 끊지 않고 미러 진공 타워에서 작업을 수행할 수 있습니다.실제로,[38] 두 처녀자리 팔은 2008년부터 진공상태로 유지되고 있다.

갤러리

  • Overview of the Virgo site.

    처녀자리 사이트 개요

  • Aerial view of the Virgo detector.

    처녀자리 검출기의 공중도.

  • View of the 3 km-long Virgo north arm.

    3km 길이의 처녀자리 북쪽 팔의 모습.

  • The Virgo site with, in the foreground, the building which hosts the detector control room and the local computer center.

    전면에 검출기 제어실과 로컬 컴퓨터 센터를 호스트하는 건물이 있는 처녀자리.

  • The Virgo central building which hosts the laser and the beamsplitter mirror.

    레이저와 빔스플리터 미러를 호스트하는 처녀자리 중앙 건물.

  • View of the 3 km-long Virgo west arm (right pipe). The tube on the left, which is 150 m-long, hosts the mode-cleaner cavity which is used to spatially filter the laser beam.

    3km 길이의 처녀자리 서쪽 암(오른쪽 파이프)의 모습.왼쪽 튜브는 150m 길이로 레이저 빔을 공간적으로 필터링하는 데 사용되는 모드 클리너 공동을 수용합니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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외부 링크