Тепловые шумы и динамические неустойчивости в лазерных гравитационно-волновых антеннах второго поколения

1.1 Гравитационные волны и гравитационно-волновые детекторы.

Существование гравитационных волн было теоретически предсказано Эйнштейном в 1916 году вскоре после создания общей теории относительности. Из неё, в частности, следовало существование волн, подобных электромагнитным, распространяющихся со скоростью света, но имеющих гравитационную природу, то есть созданных изменением плотности вещества в пространстве [1]. Гравитационное излучение, в отличие от электромагнитного, не может быть дипольными, поскольку гравитационные &bdquo-заряды" (то есть массы), в отличие от электрических, не имеют двух разных знаков (&bdquo-плюс" и &bdquo-минус"). Таким образом, гравитационные волны могут быть квадрупольньтми, окту-польными и т. д.

Гравитационные волны, даже созданные наиболее мощными космическими источниками (системами двойных черных дыр, двойных нейтронных звёзд и системами нейтронная звезда — черная дыра), вызывают настолько слабые колебания положений частиц вещества в пространстве, что их до сих пор не удалось зарегистрировать [2, 3]. Тем не менее, косвенное подтверждение существования гравитационных волн было получено Халсом и Тейлором в 1974 году. Они показали, что изменение орбитального периода пульсара в двойной звездной системе PSR 1913+16 хорошо объясняется потерями на гравитационное излучение [4].

В 1962 году советские ученые М. Е. Герценштейп и В. И. Пустовойт впервые предложили метод регистрации гравитационных волн малой частоты [5]. В этом методе предлагалось использовать балансную схему, основанную на интерферометре Майкельсона как можно больших геометрических размеров (см. рис. 1.1 (левый)). В СССР было начато строительство подобной системы, которое было свернуто к 1990;му году. Однако идея Герценштейна и Пустовойта легла в основу наземных лазерных интерфе-рометрических гравитационных антенн первого поколения LIGO, VIRGO, GEO-6OO и ТАМА-300, построенных в середине-конце 1990;х годов.

Первой из работающих гравитационно-волновых антенн была заложена американская антенна первого поколения LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory, см. рис. 1.1 (правый)) [6, 7] около города Хэнфорда (США), чье строительство началось в 1994 году [8, 9]. Работать первой начала японская антенна ТАМА-300 около города Токио (см. подробнее о ней ниже в данном разделе). В антенне LIGO были предусмотрены дополнительные зеркала в плечах интерферометра Майкельсона (дли.

ЗЕРКАЛО.

Интефеометр

Майкельсона.

СВЕТОДЕЛИТЕЛЬ.

ФОТОДЕТЕКТОР.

ОКОНЕЧНОЕ ЗЕРКАЛО.

LIGO.

ВХОДНОЕ ЗЕРКАЛО.

ВХОДНОЕ ЗЕРКАЛО.

СВЕТОДЕЛИТЕЛЬ.

ГО".

ОКОНЕЧНОЕ ЗЕРКАЛО.

ФОТОДЕТЕКТОР.

Рис. 1.1: Схема наземного гравитационного детектора, предложенная М.Е. Герценштей-ном и В. И. Пустовойтом [5] (слева) и конфигурация антенн первого поколения LIGO (справа). Сплошными красными линиями показан ход световых лучей, пунктиромоптический вакуум в тёмном порту. на плеч составляет 4 км) и дополнительное зеркало на входе антенны, что позволило увеличить мощность, циркулирующую в плечах антенны, а значит и чувствительность. Предложение добавить зеркало на входе антенны впервые было выдвинуто Дривером (R.W.P. Drever) в его работе [10], в которой рассматривалась возможная конфигурация гравитационно-волновых антенн. Это зеркало получило название зеркала рециркуляции мощности или ЗРМ (power recycling mirror, PRM). В конце 1994 года началось строительство второй антенны проекта LIGO около города Ливингстона (США) [8, 11]. Обе антенны LIGO, продолжая работать с 2002 года до нынешнего момента, были неоднократно модифицированы с целью увеличения чувствительности и на сегодняшний день являются самыми высокочувствительными из всех гравитационно-волновых антенн. Однако даже их чувствительность недостаточна для регистрации гравитационных волн ни от одного из известных гравитационных источников (см. рис. 1.2 и [12, 13]).

В основе большинства схем наземных гравитационно-волновых антенн лежит интерферометр Майкельсона (см. рис. 1.1 (левый)), состоящей из источника света (лазера), светоделителя и двух плеч, замкнутых, глухими" зеркалами (то есть, зеркалами с коэффициентом отражения как можно более близким к 1), называемыми оконечными. Эти зеркала также называют пробными массами (test masses), так как их координаты содержат в себе информацию о наличии гравитационной волны.

Рассмотрим принцип действия гравитационной антенны, предложенной Герцен-штейном и Пустовойтом. Свет от лазера, попадая на светоделитель, делится на две равные части. Каждая часть поступает в своё плечо, распространяется по нему, отражается от оконечного зеркала и возвращается на светоделитель, где интерферирует со второй частью. В результате интерференции весь свет возвращается во входной порт (к лазеру), так как схема гравитационно-волновой антенны является балансной. Иначе говоря, выходной порт интерферометра настроен в реэюим тёмного порта. То есть плечи интерферометра съюстированы так, что свет от них приходит на светоделитель.

Чувствительность h (f) для антенн LIGO S6 5 э s.

— О X Q. aj s со ai.

CL n.

— Ливингстон, 4 км (31.05.2010).

Хэнфорд, 4 км (15.05.2010).

1°2 Частота, Гц 1°3.

Рис. 1.2: График чувствительности антенн LIGO [12], расположенных в Ливингстоне (зелёная кривая) и Хэнфорде (красная кривая) в середине 2010 года. На графике показана зависимость пороговой чувствительности антенны к гравитационному сигналу /г (/) (подробнее об этой величине см. раздел 1.1) от частоты в диапазоне от 30 Гц до 8 кГц. в противофазе. Тогда выходной порт интерферометра (порт фотодетектора) находится в интерференционном минимуме, а входной порт (порт лазера) — в интерференционном максимуме. Гравитационная волна, падающая на интерферометр перпендикулярно его плоскости, возбуждает движение оконечных зеркал интерферометра, условия интерференции нарушаются и на фотодетекторе появляется сигнал. В таком случае говорят, что гравитационная волна зарегистрирована.

Описанная выше ситуация является идеальной. На практике, в антенне всегда присутствуют шумы, которые приводят к появлению постоянного случайного сигнала на фотодетекторе и, таким образом, маскируют сигнал и снижают чувствительность антенны (см. рис. 1.3). Эти шумы условно делят на фундаментальные и технические. Среди фундаментальных шумов выделяют квантовые и тепловые шумы. К квантовым относят шум обратного флуктуационного влияния и дробовой шум. Минимум суммарного квантового шума называют стандартным квантовым пределом (СКП). Тепловые шумы являются следствием фундаментального теплового (броуновского) движения и фундаментальных флуктуаций температуры. К тепловым шумам относят броуновские, термо-упругие, термо-рефрактивные и другие виды шумов. Среди них наибольший вклад вносят тепловой шум подвеса и броуновский шум покрытия оконечных зеркал (см. раздел 1.2, главу 3 и [14, 15, 16]). Среди технических шумов можно выделить лазерные амплитудный и фазовый шумы, сейсмические шумы, шумы дополнительных оптических резонаторов (очистителей мод и т. п.), обратных связей и др. (подробнее см. раздел 1.2 и главу 3). Работе гравитационных антенн также мешают различные негативные динамические эффекты: параметрическая неустойчивость [17, 18, 19, 20], вращательная неустойчивость [21, 22] и др. (подробнее см. раздел 1.3 и главу 2).

Рис. 1.3: График зависимости шумов различной природы антенн первого поколения LIGO, пересчитанных к безразмерной чувствительности антенны к гравитационному сигналу h (f) (подробнее об этой величине см. в разделе 1.1), от частоты. На левом графике — низкочастотная (от 30 до 200 Гц) часть, на правом — высокочастотная (от 100 Гц до 8 кГц) часть. Черная кривая — экспериментально полученная чувствительность, серая пунктирная кривая — запланированный уровень шумов, светло голубая — сумма всех известных шумов, некоторые из которых обозначены остальными цветами. На левом графике представлены: тепловой шум подвеса (зелёная кривая), шум актюатора (красная кривая), шум вспомогательных структур (фиолетовая кривая), сейсмический шум (коричневая кривая), тепловой шум зеркал (синяя кривая) и шум системы контроля угла поворота зеркал (оранжевая кривая). На правом графике представлены: дробовой лазерный шум (синяя кривая), шум тёмного порта (коричневая кривая), лазерный частотный (фазовый) шум (фиолетовая кривая), шум гетеродина (серо-голубая кривая) и лазерный амплитудный шум (оранжевая кривая).

Чувствительность антенны зависит от множества факторов: длины плеч, стабильности лазера, эффективности фотодетектора, массы зеркал в концах плеч, мощности света, падающей на них и др. Для повышения чувствительности в антеннах используются различные приёмы и технологии. Например, в антеннах первого поколения LIGO для увеличения световой мощности, падающей на зеркала в концах плеч, применяют два приёма: с одной стороны, используется уже упомянутое выше зеркало рециркуляции мощности, повышающее мощность, циркулирующую в антенне за счёт резонансного выигрыша. С другой стороны, дополнительный резонансный выигрыш получают, используя в плечах резонаторы Фабри-Перо, настроенные на резонанс. Указанные два приёма позволяют получить 15 кВт мощности, падающей на оконечное зеркало при выходной мощности лазера в 1 Вт. Для повышения чувствительности плечи интерферометра необходимо сделать как можно длиннее, а массы оконечных зеркал — как можно больше (в LIGO — около 4 км и 11 кг соответственно). В оконечных зеркалах в LIGO используются именно хорошо отражающие интерферометрические покрытия, пропускающие только Ю-5 света (по мощности) и отражающие всё остальное. При этом говорят, что пропускание зеркала составляет 10 ppm (part per million), то есть 10 частей на миллион (подробнее см. раздел 3.1.1).

Практически вся антенна LIGO (зеркала рециркуляции мощности и сигнала, светоделитель, плечи, многие вспомогательные системы) находится в специальной трубе, в которой создан сверхвысокий вакуум (до Ю-8 торр). Это позволяет избавиться от шумов связанных с броуновским движением частиц остаточного газа. Таким образом, антенна LIGO является на сегодняшний день крупнейшей системой со сверхвысоким вакуумом: суммарная длина труб составляет около 8 км.

Все вышеперечисленные и многие другие специальные приёмы и технологии сочетаются с различными вспомогательными системами, нацеленными на борьбу с техническими шумами. Среди таких систем можно выделить ограничитель амплитуды колебаний маятниковой моды зеркала, систему компенсации сейсмических шумов и др. В итоге пороговая чувствительность антенн LIGO в своем пике около 150 Гц достигает величины h (f) ~ 2 х Ю-23 Гц-½ [14]. Чувствительность антенны обычно характеризуют с помощью безразмерной величины h, называемой безразмерным возльущением гравитационной метрики или, в западной традиции, деформацией (strain). Она определяется как отношение минимальной обнаружимой системой амплитуды смещения зеркала Ах к удвоенной длине плеча L, то есть h = Ах/2L. Ясно, что эта величина, как и минимальная обнаружимая амплитуда, зависит от частоты гравитационного сигнала, поэтому обычно говорят не об h, а об ее спектральном представлении h (f) = л/Sh, где Shспектральная плотность величины h. Введённая таким образом чувствительность h{f) является, по сути, пороговой чувствительностью, то есть характеризует минимальный уровень гравитационного сигнала, который антенна способна зарегистрировать. Поэтому повышение чувствительности означает уменьшение порога, а значит и численного значения h (f). Далее везде далее будем опускать слово &bdquo-пороговая" и говорить просто о &bdquo-чувствительности". Для краткости, на графиках величина h (f) называется безразмерньш шумом, а подобная ей величина x (f) = y/S^, где Sx — спектральная плотность минимальной обнаружимой антенной амплитуды смещения зеркала Ах, для краткости называется координатнъш шумом.

Антенны LIGO (см. рис. 1.1 (правый)) работали более или менее непрерывно, начиная с конца 1999;начала 2000 года. В процессе эксплуатации постоянно совершенствовались все системы антенн и методы анализа результатов, что позволило к середине-концу 2007 года выйти на запланированный для LIGO уровень чувствительности [23]. Далее работа антенн была прервана примерно на год. В течение этого года был произведён ряд усовершенствований, связанных, прежде всего, с улучшением схемы снятия показаний с фотодетектора (readout scheme) и увеличением мощности лазера. После чего антенны стали называть Enhanced LIGO (см. рис. 1.4 (левый)), указывая на значительные изменения, внесенные в систему, хотя саму антенну по-прежнему относят к первому поколению. Для них удалось увеличить чувствительность h (f) примерно в 3 раза (см. рис. 1.5 и [24]). На протяжении 2009;2010 годов антенны вновь были включены и работали практически непрерывно. Наконец, в конце 2010 года антенны вновь выключили и начали их коренную переработку и улучшение в антенны второго поколения Advanced LIGO (см. [25, 26, 27] и рис. 1.4 (правый)). В антеннах Advanced LIGO ожидается повышение чувствительности h (f) почти на порядок по сравнению с Initial LIGO (изначальной конфигурации, до Enhanced LIGO) до уровня h (f) ~4х Ю-24 Гц-½ в диапазоне от 100 до 500 Гц (см. рис. 1.5 и [28]). Из рис. 1.5 (правого) видно, что основным фактором,.

СВЕТОДЕЛИТЕЛЬ ОКОНЕЧНОЕ СВЕТОДЕЛИТЕЛЬ ОКОНЕЧНОЕ.

ЗЕРКАЛО I ЗЕРКАЛО.

1 ФОТОДЕТЕКТОР V^) «ОТОДЕТЕКТОР.

Рис. 1.4: Схемы модифицированных наземных гравитационных антенн первого поколения Enhanced LIGO (слева) и их наследников — антенн второго поколения Advanced LIGO (справа). Конфигурация антенн Enhanced LIGO (промежуточный этап между LIGO и Advanced LIGO) не отличается от конфигурации LIGO. Единственное принципиальное отличие конфигурации антенн Advanced LIGO от LIGO — наличие зеркала рециркуляции сигнала (ЗРС) в тёмном порту антенны. ограничивающим чувствительность антенны на низких частотах (до 10 Гц), являются сейсмический шум и тепловой шум подвеса, на частотах от 10 до 30 Гц и выше 100 Гц преобладает квантовый шум, а в диапазоне от 30 до 100 Гц преобладает броуновский шум покрытия зеркал.

Столь значительное увеличение чувствительности антенн Advanced LIGO по сравнению с Initial LIGO связано с изменениями, вносимыми в систему гравитационно-волновых антенн [25, 26, 29]. Одним из наиболее важных изменений является добавление зеркала рециркуляции сигнала или ЗРС (signal recycling mirror, SRM) в выходной (тёмный) порт интерферометра (симметрично зеркалу рециркуляции мощности). Его назначение состоит в том, чтобы рециркулировать сигнал, поступающий в тёмный порт, увеличивая отношение сигнал/шум на выходе. Впервые такая возможность была рассмотрена Меерсом (B.J. Meers) в работе [30], посвященной проблеме рециркуляции мощности и сигнала в лазерных интерферометрических гравитационно-волновых антеннах. Также важны следующие изменения [29]: улучшение системы считывания показаний и обратной связи (в том числе, вызванное добавлением зеркала рециркуляции сигнала), увеличение мощности лазера и уменьшение коэффициентов пропускания зеркала рециркуляции мощности и входных зеркал в плечах (позволяют увеличить мощность, циркулирующую в плечах с 15 кВт до 800 кВТ), увеличение диаметров зеркала и пучка света, увеличение массы оконечных зеркал (с 11 кг до примерно 40 кг), добавление системы изоляции зеркал от сейсмического шума (позволяет значительно снизить его уровень) и сжатие (sqeezing) вакуума (то есть, нулевых колебаний), поступающего в интерферометр через тёмный порт (позволяет уменьшить дробовой шум).

Другой известной лазерной интерферометрической гравитационно-волновой антенной является англо-германская антенна первого поколения GEO-600 (см. [31, 32, 33] и рис. 1.6 (левый)), расположенная около города Ганновера (Германия). В основе конфи.

S5 (5 Вт) лучший ¦S6 (15 Вт) ожидаемый Дробовой шум (15 Вт) SRO (5 Вт) Цель для eLIGO лучший ожидаемый шум (10 Вт).

Координатная чувствительность антенн Enhanced LIGO.

Радиус детектирования 20.8 Мпс (Ливингстон) и 21.5 Мпс (Хэнфорд).

1.0″ .

Частота, Гц.

Шумы и ожидаемая чувствительность Advanced LIGO.

Квантовый шум Сейсмический шум Шум грав. градиента Тепловой шум подвеса шум покрытия.

Частота, Гц.

Рис. 1.5: График координатной чувствительности x (f) антенн первого поколения Enhanced LIGO (слева) и график безразмерной чувствительности h (f) антенн второго поколения Advanced LIGO (справа). Соотношение координатной и безразмерной чувствительности h (f) = x (f)/L[2 следует из определения последней и того факта, что два плеча шумят независимо (поэтому S/, = 2 х SX/AL2). Длина плеча антенны L = 4000 м. На графиках приводится сравнение с соответствующей чувствительностью антенн Initial LIGO. Теоретически предсказано улучшение чувствительности Enhanced LIGO по сравнению с Initial LIGO почти в 3 раза. Аналогично, улучшение чувствительности Advanced LIGO по сравнению с Initial LIGO составляет примерно 7 раз. На правом графике представлены основные виды шумов, ограничивающие чувствительности антенн второго поколения Advanced LIGO: фиолетовая кривая — квантовый шум (сумма шума обратного флуктуационного влияния и дробового шума), коричневая кривая — сейсмический шум, светло-зелёная кривая — гравитационно-градиентный шум, синяя кривая — тепловой шум подвеса, красная кривая — броуновский шум покрытия. гурации GEO-600 лежит интерферометр Майкельсона без резонаторов Фабри-Перо в плечах, что заметно упрощает юстировку системы, но уменьшает её чувствительность. Во входном и выходном портах установлены зеркала рециркуляции мощности и сигнала соответственно. Длина каждого плеча составляет 1200 м, однако плечи как бы сложены пополам (в середине каждого плеча стоит &bdquo-глухое" зеркало), что позволяет использовать вакуумную трубу длиной 600 м.

В систему антенны GEO-600 в процессе работы неоднократно вносились изменения, позволившие заметно увеличить чувствительность антенны (см. [34, 35] и рис. 1.6). Важнейшим из них стало добавление системы сжатия вакуума, поступающего из тёмного порта в интерферометр, позволившее снизить дробовой шум на 8 дБ. На данный момент, чувствительность антенны GEO-600 в своём пике составляет примерно h (f) ~ 3 х Ю-22 Гц~½ в диапазоне от 500 до 700 Гц (см. рис. 1.6 (правый) и [34, 36]), что значительно меньше уже достигнутой в антеннах Enhanced LIGO чувствительности h (f) ~8х Ю-24 Гц~½ в диапазоне от 100 до 500 Гц (см. рис. 1.5 (левый) и [28]). Ожидается, что чувствительность антенн Advanced LIGO будет ещё выше. В таком случае антенна GEO-600 будет неконкурентоспособной в деле обнаружения гравитационных волн. Поэтому некоторое время назад в ряде работ (см., например, [37, 38]) предлагалось использовать антенну GEO-600 в качестве испытательного полигона для.

GEO-600.

Типичная чувствительность GEO-600 в разные периоды времени s э о. ф 5 ФОТОДЕТЕКТОР.

Частота, Гц.

Рис. 1.6: Схема (слева) и экспериментально измеренный график безразмерной чувствительности /?,(/) (справа) антенны первого поколения СЕО-бОО. Чувствительность приводится на различных этапах работы. Видно, что с течением времени (по мере улучшения приборов и совершенствования систем антенны) чувствительность неуклонно улучшалась (чёрная кривая — чувствительность в середине 2006 года).

Advanced LIGO. Это позволило бы тестировать в &bdquo-боевых условиях" (в GEO-600) нововведения, планируемые для Advanced LIGO: система GEO-600 заметно проще и её можно быстрее отключать и включать, чтобы внести необходимые изменения. Однако на данный момент все технические характеристики антенны Advanced LIGO согласованы, и дополнительных изменений вносить не планируется [39], поэтому такие предложения не рассматриваются.

В 2006 году команда GEO-600 предложила проект усовершенствования антенны и превращения её в антенну второго поколения GEO-HF (то есть, high frequency) (см. [40, 41]), но с сохранением прежней конфигурации (см. рис. 1.6 (левый)). Прежде всего, предлагается перенастроить антенну на более высокие частоты. Для этого, с помощью подбора зеркала рециркуляции сигнала (увеличив его пропускание с 2% до 10%) и его положения, планируется понизить дробовой шум на высоких частотах (около 1 кГц и выше). Таким образом, чувствительность на низких частотах понизится, а на более высоких повысится. Антенны Advanced LIGO планируют настраивать на частоты 50 500 Гц, поэтому, являясь менее чувствительной в своём пике, антенна GEO-HF будет более чувствительна на высоких частотах. Из других нововведений следует отметить переход к схеме детектирования, основанной на постоянном токе (DC readout), добавление системы очистки мод выходного сигнала (output mode cleaner), позволяющей избавиться от паразитных мод, улучшение системы сжатия вакуума в тёмном порту (понижение уровня дробового шума планируется довести до 10 дБ) и увеличение мощности, циркулирующей в плечах. Пиковая чувствительность GEO-HF ожидается на уровне h (f) ~ 5×10~23 Гц½ в диапазоне от 800 до 1000 Гц (см. рис. 1.7 и [40, 41]). У Advanced LIGO на частоте 1000 Гц ожидается чувствительность h (f) ~ 5×10~24 Гц-½, то есть на порядок больше, чем у GEO-HF. Однако на более высоких частотах чувствительность антенн Advanced LIGO будет быстрее спадать с частотой, чем чувствительность антенны GEO-HF. Впрочем, число источников гравитационного излучения на высоких частотах гораздо меньше, чем на низких, поэтому первенство в деле детектирования гравитационных волн, скорее всего, будет принадлежать антенне Advanced LIGO.

Теоретический уровень шумов GEO-600 ю' ю1 ю'.

Частота, Гц.

Рис. 1.7: Графики теоретической безразмерной чувствительности h (f) к гравитационному сигналу антенны первого поколения GEO-600 (слева) и планируемой антенны второго поколения GEO-HF (справа). На левом графике приводятся основные виды шумов, ограничивающие чувствительность антенны: зелёная кривая — тепловой шум подвеса, красная кривая — тепловой шум подложки зеркал, голубая кривая — тепловой шум покрытий зеркал, фиолетовая кривая — термо-рефрактивный шум, тёмно-жёлтая кривая — дробовой шум, пунктирная чёрная кривая — суммарный (полный) шум. На правом графике представлено сравнение ожидаемой чувствительности антенны GEO-HF (итоговая ожидаемая чувствительность — черная кривая) с антенной GEO-600 (текущая чувствительность — бледно-серая кривая). Показан вклад, вносимый различными усовершенствованиями антенны в итоговую чувствительность.

Ещё одной известной гравитационной антенной первого поколения является франко-итальянская антенна VIRGO, расположенная в окрестностях города Кашина (Caseina) недалеко от Пизы (Италия) (см. [42, 43]). Её конфигурация в точности повторяет конфигурацию LIGO (см. рис. 1.1 (правый)) и Enanced LIGO (рис. 1.4 (левый)): интерферометр Майкельсона с резонаторами Фабри-Перо в плечах и зеркалом рециркуляции мощности. Длина плеча VIRGO составляет 3 км (вместо 4 км в LIGO), а циркулирующая в плечах мощность — 50 кВт (вместо 15 кВт в Initial LIGO). В своём пике в районе 200 Гц VIRGO имеет чувствительность h (f) ~ 8 х Ю-23 Гц-½ (см. [44] и рис. 1.8 (левый)). Это почти в 4 раза лучше, чем у GEO-600, но во столько же раз хуже, чем у Initial LIGO, не говоря уже об Advanced LIGO. В начале 2008 года антенну VIRGO, подобно LIGO, начали усовершенствовать, для чего её работа была прервана на 2 года. За это время была установлена новая система подвеса зеркал, позволяющая значительно ослабить влияние сейсмических шумов, увеличена мощность лазера и установлена новая электроника. В начале-середине 2010 антенна, именуемая теперь VIRGO+, но, подобно Enhanced LIGO, относящаяся к первому поколению гравитационно-волновых антенн, возобновила работу.

До недавнего времени (до выключения Enhanced LIGO) антенны Enhanced LIGO и VIRGO + работали совместно. При этом проводилось сравнение их сигналов на предмет корреляции. Так как антенны разнесены на значительные расстояния (несколько тысяч.

Частота, Гц ток+настройка 6 дБ.

— 10% пролус". ЗРС мощи 20 Вт — ¦ Тепловой покрытия.

TP светоделителяСуммарный километров), то их шумы нескоррелированы в отличие от гравитационных сигналов. В итоге, это позволило несколько улучшить их совместную чувствительность.

В середине 2011 года планируется вновь прервать работу антенны VIRGO+ с целью её дальнейшей переработки в антенну второго поколения Advanced VIRGO (см. [45]). Конфигурация антенны Advanced VIRGO будет в точности повторять конфигурацию Advanced LIGO (см. рис. 1.4 (правый)). Причём, планируется произвести ряд улучшений, в частности, добавить зеркало рециркуляции сигнала, увеличить мощность, циркулирующую в плечах. Также запланировано дальнейшее усовершенствование системы подвеса зеркал (новая система будет лучше изолировать зеркала от сейсмических шумов и привносить меньшие собственные шумы) и сжатие вакуума, поступающего через тёмный порт в интерферометр. Ожидаемый уровень чувствительности антенны Advanced VIRGO составляет h (f) ~ 3×10″ 24 Гц" ½ в районе 300 Гц (см. [46] и рис. 1.8 (левый)), что почти в 7 раз выше, чем у Initial LIGO, но вдвое ниже, чем у Advanced LIGO.

Антенны Advanced VIRGO планируется запустить в 2014 году. В дальнейшем Advanced VIRGO и Advanced LIGO вновь будут работать совместно. Антенны GEO-600 и ТАМА-300, а впоследствии GEO-HF и LCGT должны будут дополнить получившуюся глобальную систему обнаружения гравитационных волн.

Шумы Advanced VIRGO, входная мощность 125 Вт.

Рис. 1.8: Графики безразмерной чувствительности h (f) антенны первого поколения VIRGO (слева) и антенны второго поколения Advanced VIRGO (справа). На графиках приводятся все значимые шумы, ограничивающие чувствительности антенн. Для VIRGO (левый график) основными источниками шума являются: сейсмический шум (красная пунктирная кривая), тепловой шум подвеса (розовая штрих-пунктирная кривая), тепловой шум зеркал (сине-зелёная штрих-пунктирная кривая) и дробовой шум (красно-коричневая штрих-пунктирная кривая). Для Advanced VIRGO (правый график) наиболее значимы: тепловой шум подвеса (синяя кривая), квантовый шум — сумма дробового шума и шума обратного флуктуационного влияния (фиолетовая кривая) и броуновский шум покрытия (красная кривая).

Последней заметной лазерной интерферометрической гравитационной антенной является упомянутая выше японская антенна ТАМА-300, расположенная в районе Митака города Токио (Япония) (см. [47]). В основе конфигурации ТАМА-300 лежит интерферометр Майкельсона с резонаторами Фабри-Перо в плечах и зеркалами рециркуляции сиг.

Теоретический уровень шумов VIRGO V10 х ioN.

Q-Q) со 10″ i га.

О. со, Ш Юи LО п-И.

— суммарный сейсмический.

Ньютон. — тепл зеркал пода. ТУ зеркал виол. .— дробовой радиац-давл медленный ie.

10 100 Частота, Гц нала и мощности, что полностью совпадает с конфигурацией антенны Advanced LIGO (см. рис. 1.4 (правый)). Однако длина плеча интерферометра ТАМА-300 составляет 300 м1, что на порядок меньше, чем в LIGO или VIRGO и вчетверо меньше, чем в GEO-600. Поэтому пиковая чувствительность ТАМА-300 ниже, чем у остальных гравитационных антенн, и составляет h (f) ~ 1×10~21 Гц-½ в районе 1 кГц (см. [47] и рис. 1.9 (левый график)). В рамках усовершенствования антенны ТАМА-300 до антенны второго поколения LCGT (Large-scale Cryogenic Gravitational wave Telescope) (см. [48]) её планируется перебазировать в шахту Камиока в префектуре Гифу (Япония)2 в толщу горы. В LCGT планируется сохранить конфигурацию антенны ТАМА-300, но увеличить длину плеч до 3 км, а оконечные зеркала погрузить в криостат жидкого гелия3. В качестве материала подложки зеркал антенны LCGT выбран сапфир, а не плавленый кварц ЭЮг, что позволит увеличить их массу (плотность сапфира больше, чем плотность плавленого кварца) и избавиться от пика механических потерь, имеющего место в плавленом кварце при температурах порядка десятков кельвин. Пиковая чувствительность LCGT ожидается на уровне h (f) ~ 5×10~24 Гц-½ в районе 100 Гц (см. [50, 51] и рис. 1.9 (правый график)). Аналогичный уровень чувствительности ожидается для Advanced LIGO. Однако строительство антенны LCGT началось только в 2010 году, а его окончание и запуск антенны намечены на 2016 год.

Рис. 1.9: Графики безразмерной чувствительности h (f) антенны первого поколения ТАМА-300 (слева) и антенны второго поколения LCGT (справа). Слева показана экспериментальная зависимость чувствительности ТАМА-300 от частоты. Справа приведён теоретически предполагаемый уровень чувствительности LCGT и основные шумы, его ограничивающие: сейсмический шум (зелёная кривая), шум обратного флуктуацион-ного влияния (жёлто-коричневая кривая), тепловой шум зеркал (фиолетовая кривая), тепловой шум подвеса (синяя кивая) и дробовой шум (красная кривая). Для сравнения также приводится чувствительность ТАМА-300.

1 Благодаря малой длине плеч на постройку антенны ТАМА-300 ушло меньше времени, чем на постройку остальных антенн. Поэтому, не смотря на то, что строительство антенн LIGO началось раньше, чем ТАМА-300, именно японская антенна начала работать первой.

2 В данной шахте уже находится детектор нейтрино Супер Камиокандэ и малая (длина плеча 100 м) тестовая лазерная гравитационная антенна CLIO [49], в которой тестируется крио-технология для оконечных зеркал. Данную технологию планируется в дальнейшем использовать в LCGT. Из-за малой длины плеч и мощности, циркулирующей в плечах, её чувствительность мала, а пик находится на высоких частотах. Подробнее о CLIO в данной работе речь не пойдёт.

3 Охлаждение до 20 К с учётом нагрева за счёт поглощения световой энергии.

В 2010 году началось строительство антенны второго поколения AIGO (Australian International Gravitational Obseratory) в городе Джинджин недалеко от Перта (Австралия) [52]. Конфигурация антенны и используемые в ней технологии абсолютно аналогичны, используемым в антенне Advanced LIGO (см. рис. 1.4 (правый)). Окончание строительства и запуск антенны AIGO запланированы на 2016 год. Ожидается, что она, будучи расположенной в южном полушарии (все остальные — в северном) и вдалеке от остальных антенн (это позволит увеличить достоверность получаемых совместно данных), дополнит международную сеть гравитационных детекторов. В дальнейшем наличие антенн в разных частях планеты позволит определять анизотропию реликтового гравитационного фона и обнаруживать новые источники гравитационного излучения.

Einstein Telescope.

Частота, Гц.

Рис. 1.10: Схема (слева) и теоретически рассчитанный уровень безразмерной чувствительности h (f) (справа) антенны третьего поколения Einstein Telescope. Чувствительность приведена для одного из вариантов настройки — так называемой одпопиковой настройки, когда удаётся достичь лучшей чувствительности, но в меньшей полосе частот, чем для двухпиковой настройки (см. рис. 1.11).

Все рассмотренные выше лазерные гравитационные антенны относятся к первому или второму поколению. Однако на сегодняшний день уже разрабатывается проект лазерной интерферометрической гравитационной антенны третьего поколенияEinstein Telescope (см. [53, 54] и рис. 1.10 (левый)). В ней планируется использовать множество новых технологий (о них речь пойдёт далее), не применяемых в антеннах первого и второго поколения. Поэтому Einstein Telescope заранее относят к антеннам третьего поколения.

В основе конфигурации данной антенны лежит интерферометр Майкельсона с резонаторами Фабри-Перо в плечах и зеркалами рециркуляции сигнала и мощности. Однако, в отличие от других подобных детекторов (Advanced LIGO, Advanced VIRGO, LCGT), плечи интерферометров антенны Einstein Telescope не перпендикулярны друг к другу, а составляют угол 60°. Длина плеча равна 10 км. Всего запланировано 3 интерферометра Einstein Telescope. Геометрически они расположены так, что плечи каждого из них совпадают с двумя сторонами равностороннего треугольника. В итоге получается треугольник, каждая сторона которого входит в два интерферометра (см. [54].

Рис. 1.11: Графики теоретической безразмерной чувствительности h (f) антенны третьего поколения Einstein Telescope к гравитационному сигналу. Различные графики представлены для различных вариантов двухпиковой настойки конфигурации антенны. На правом графике представлены отдельно чувствительности интерферометров, настроенных на низкие частоты (синяя пунктирная кривая), на высокие частоты (сине-зелёная пунктирная кривая) и суммарная чувствительность всей антенны (красная кривая). и рис. 1.10 (левый)). Полученная система, в отличие от традиционных антенн, позволяет регистрировать гравитационные волны любой поляризации одинаково хорошо. Более того, для повышения чувствительности каждый из трёх интерферометров заменяется парой интерферометров, из которых один настраивается так, чтобы иметь пик чувствительности на более высоких частотах, а другой — на более низких. Суммарная чувствительность такой пары интерферометров выше в более широком диапазоне частот, чем у одиночного интерферометра. В итоге, антенна Einstein Telescope состоит из 6 интерферометров, заключённых в трубы со сверхвысоким вакуумом, суммарной длиной 30 км [54]. Для увеличения чувствительности антенны планируется использовать следующие технологии: сжатие вакуума в тёмном порту интерферометра, крио-заморозку зеркал в плечах, дополнительные фильтрующие резонаторы, систему, обеспечивающую частотно-зависимое сжатие вакуума (позволит понизить уровень квантового шума во всём диапазоне частот), сложную систему подвеса зеркал (позволит обеспечить качественную изоляцию от сейсмических шумов). Кроме того, планируется использовать зеркала большой массы (до 100 кг) и размеров и пучок соответствующего (большего) радиуса. Причём в части интерферометров возможно использование пучков негауссовой формы4. Дальнейшего понижения уровня сейсмических шумов антенны Einstein Telescope планируют добиться, поместив её под поверхность Земли на несколько десятков или сотен метров (частично используя тоннели старых шахт), как можно дальше от населённых пунктов и моря [53, 54]. В итоге, ожидается, что пиковая чувствительность антенны Einstein Telescope выйдет на уровень h (f) ~ 3×10~25 Гц1//2 в районе 200−400 Гц (см. [54], рис. 1.10 (правый) и рис. 1.11). В настоящий момент производится проектирование конфигурации антенны Einstein Telescope, выбор места строительства и утверждение календаря работ. Поэтому невозможно точно сказать, когда начнётся даже закладка антенны и, тем более, её ввод в эксплуатацию. По предварительным оценкам, начало работ по строительству антенны ожидается не ранее 2018 года.

4Конкретнее, пучков Лагерр-Гауссовой формы с характеристическими числами {3,3}, что обозначают как LG3 3.

Рис. 1.12: Схемы космических гравитационных антенн DECIGO (слева) и LISA (справа). Спутниковые платформы обозначены кругами. Дистанция между спутниками DECIGO (1000 км) позволяет использовать схему с резонаторами Фабри-Перо. Но расстояние между спутниками LISA (5 миллионов км) исключает такую возможность из-за дифракционной расходимости лазерного пучка.

Кроме наземных лазерных гравитационных антенн возможны также космические антенны. На данный момент, существует ряд подобных проектов, далёких от реализации из-за дороговизны, отсутствия некоторых технологий и необходимости предварительной проверки существующих технологий на предмет нормального функционирования в условиях открытого космоса.

Японский проект DECIGO (DECi-herz Interferometer Gravitational wave Observatory) [55, 56] планируется запустить в середине 2020;х годов, осуществив два предшествующих проекта: DECIGO pathfinder и pre-DECIGO. Конфигурация антенны DECIGO основана на треугольной схеме: в вершинах правильного треугольника находятся спутники, свободные от сноса в космическом пространстве. На спутниках расположены по два лазера, фотодетектора и зеркала, направленные на соседей. Таким образом, получаются три резонатора Фабри-Перо, посредством которых спутники обмениваются информацией о своём положении (см. [55, 56] и рис. 1.12 (левый)). В отсутствие гравитационной волны, расстояние между спутниками, равное 1000 км, остаётся неизменным. Воздействие гравитационной волны приведёт к изменению этого расстояния. Обнаружение подобной ситуации будет означать, что гравитационная волна зарегистрирована. Ожидаемый рабочий диапазон частот антенны — от 0.1 Гц до 10 Гц.

Более известным и амбициозным космическим проектом является LISA (Laser Interferometer Space Antenna) (см. |57, 58] и рис. 1.12 (правый)) — совместный проект американского Национального Агентства по Аэронавтике и Космическим исследованиям (NASA) и Европейского Космического Агентства (ESA). Конфигурация антенны LISA напоминает DECIGO, однако расстояние между спутниками-вершинами треугольника (также свободными от сноса) должно составить 5 миллионов км. На таких расстояниях дифракционная расходимость лазерного пучка играет заметную роль, что исключает возможность использования резонаторов Фабри-Перо. Спутники обмениваются информацией о своём положении и контролируют расстояние между собой подобно тому, как это происходить в DECIGO. В качестве пробных масс выступают кубики со стороной 4.6 см из сплава золота и платины массой 2 кг. Планируемый рабочий диапазон антенны включает частоты от 3 х Ю-5 Гц до 0.1 Гц, что связано с огромной длиной плеча антенны. Предварительно, запуск проекта LISA запланирован на 2018 год, после успешного завершения проекта LISA Pathfinder [59], который должен быть запущен в 2013 году. Целью данного пилотного проекта является проверка возможности реализации космических аппаратов, свободных от сноса, применимости техники лазерной интерферометрии в необходимом диапазоне частот (что невозможно в земных условиях), а также определение возможности использования и продолжительности эксплуатации различных компонентов антенны LISA (лазеров, оптических систем, ёмкостных датчиков и др.) в условиях космоса.

Кроме лазерных, существуют и другие типы гравитационно-волновых антенн. Самыми известными из них являются наземные криогенные твердотельные гравитационные антенны: EXPLORER [60, 61], запущенная в 1990 году, ALLEGRO [62, 63], запущенная в 1991 году, NIOBE [64], запущенная в 1993 году, NAUTILUS [61, 65], запущенная в 1994 году, AURIGA [66], запущенная в 1997 году, и другие. Все они обладают примерно одинаковой безразмерной чувствительностью, приведённой к гравитационной метрике, /i~4x Ю-19, но в разной полосе частот. Так для EXPLORER эта величина достигается в полосе частот шириной 9 Гц около частот 904.7 Гц и 921.3 Гц, а для NAUTILUS — в полосе частот шириной 0.4 Гц около частот 906.97 Гц и 922.46 Гц. Для сравнения, LIGO имеет чувствительность порядка /г~1х Ю-22 в полосе частот шириной 100 Гц около своего пика чувствительности, GEO-600 — h ~ 1 х Ю-21 в такой же полосе около своего пика чувствительности, а для Advanced LIGO запланирован уровень h ~ 1 х Ю-23 в такой же полосе около своего пика чувствительности. Таким образом, чувствительность твердотельных антенн примерно на 2−3 порядка ниже5, чем у наиболее успешных лазерных интерферометрических антенн. В силу своих особенностей, твердотельные антенны нацелены на обнаружение гравитационных сигналов взрывного типа (взрывы сверхновых или слияния массивных тел). Например, антенны EXPLORER и NAUTILUS достигают своей пиковой чувствительности (h ~ 4х Ю-19) для сигналов взрывного типа длительностью 1 мс [61].

Подробнее об источниках гравитационного излучения и принципах работы гравитационных антенн (как твердотельных, так и лазерных интерферометрических) можно узнать, например, в книге [67] (см. в ней главу 3).

Выводы.

В настоящей работе получены следующие основные результаты:

1. Проанализирован нежелательный эффект параметрической колебательной неустойчивости для схем лазерных интерферометрических гравитационно-волновых антенн Advanced LIGO и GEO-6OO. Получены условия возникновения параметрической неустойчивости в этих интерферометрах, определяющие порог возникновения эффекта в них. Приведены численные оценки возможности возникновения неустойчивости. Предложен способ уменьшения эффекта в антенне Advanced LIGO за счет расстройки, вносимой при помощи изменения положения зеркала рециркуляции сигнала. Этот же способ позволяет увеличить эффект в антенне GEO-6OO для обнаружения и изучения предвестников параметрической неустойчивости.

2. Предложен точный метод вычисления броуновских шумов покрытия в многослойных интерферометрических покрытиях диэлектрических оптических зеркал, используемых в лазерных интерферометрических гравитационно-волновых антеннах второго (Advanced LIGO) и третьего (Einstein Telescope) поколения. Этот способ учитывает, в отличие от принятого в литературе приближённого метода, проникновение света в покрытие. Вычисление броуновских шумов (по квадратному корню из спектральной плотности координатного шума) точным способом для модели бесконечного зеркала даёт результат на 2.7% меньший, чем традиционный способ. Вычисление точным способом с использованием модели конечного зеркала даёт значения на 2.8% и на 2.6% меньшие для Advanced LIGO и Einstein Telescope соответственно, чем вычисление традиционным способом, пренебрегающим проникновением света в покрытие.

3. Применение точного метода вычисления броуновских шумов покрытия для зеркала с двойным покрытием даёт значения на 8.3% и на 4.7% меньшие (по корню из спектральной плотности) для Advanced LIGO и Einstein Telescope" соответственно, чем вычисление их традиционным способом.

4. Исследованы тепловые шумы покрытия и подложки зеркала с двойным покрытием: проанализированы броуновские и учтены термо-упругие и термо-рефрактивные шумы. Использование такого зеркала вместо обыкновенного зеркала в качестве оконечного зеркала лазерных интерферометрических гравитационно-волновых антенн позволяет снизить суммарный тепловой шум (по квадратному корню из спектральной плотности координатного шума) зеркал антенны Advanced LIGO в 2.13 раз и зеркал Einstein Telescope в 1.70 раз.