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Rencontres du Réseau des Technologies du Vide – Sévrier – 13 octobre 2016 1
Nouvelles des ondes gravitationnelles
Éléments du système de vide de Virgo
Laboratoire d'Annecy-le-Vieux de Physique des Particules (http://lapp.in2p3.fr/)
Site web de Virgo : http://public.virgo-gw.eu/Site web de LIGO : http://www.ligo.org/
Loïc Rolland
Rencontres du Réseau des Technologies du Vide – Sévrier – 13 octobre 2016 2
~1500 auteurs (chercheurs et ingénieurs)
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Rencontres du Réseau des Technologies du Vide – Sévrier – 13 octobre 2016 4
Qu'est-ce qu'une onde gravitationnelle ?Théorie de la Relativité Générale :
Gravité = déformation de l'espace-temps
Vue d'artiste d'une onde gravitationnellePropagation d'une perturbation de l'espace-temps
Effet « détectable » d'une onde gravitationnelle
Onde transverse
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Qu'est-ce qu'un trou noir ?
Puits gravitationnel→ la lumière ne peut s'en échapper
Objet très très très « dense »Exemple : la masse du Soleil dans une boule de 3 km de rayon
« singularité »
Rencontres du Réseau des Technologies du Vide – Sévrier – 13 octobre 2016 6
Qu'est-ce qu'un trou noir ?Objet très très très « dense »
Exemple : la masse du Soleil dans une boule de 3 km de rayon
Illustration : que verrait-on si on était proche d'un trou noir ?
Rencontres du Réseau des Technologies du Vide – Sévrier – 13 octobre 2016 7
La première détection d'ondes gravitationnelles !
14 Sept 2015, 9h50m45s UTC
Vu dans les deux détecteurs LIGOavec un écart de 7 ms
Signal vu à partir de 30 Hz :Durée : ~200 ms
Rapport signal-sur-bruit : 24Taux de fausse alarme :
<1 tous les 200000 ans
GW150914
2 détecteurs aux Etats-Unis
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« Entendre » les ondes gravitationnelles !
Rencontres du Réseau des Technologies du Vide – Sévrier – 13 octobre 2016 9
Première observation d'une fusion de deux trous noirs
Trous noirs initiaux :Masses : (36 ± 5) M
⨀ et (29 ± 4) M
⨀
Tournant jusqu'à 0,6 fois la vitesse de la lumière
Trou noir final :Masse : (62 ± 4) M
⨀
Energie rayonnée en OG : (3.0 ± 0.5) M⨀
Distance : (1,3 ± 0,5) x109 ± années-lumière
GW150914
Vue d'artiste
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Comparaison des signaux détectés
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Quels détecteurs pour ces ondes gravitationnelles ?
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Des interféromètres kilométriques
Vue aérienne de Virgo (Pise, Italie)
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Un interféromètre de Michelson
Schéma de l'interféromètre
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Vue générale des interféromètresAdvanced Virgo et Advanced LIGO
Vue d'artiste de l'interféromètre Virgo
h = 10-21 → ΔL = ± 3 x 10-18 m
~100 W
~650 kW
~650 kW
~50 mWRecyclage du signal
Cavités Fabry-Perot
Recyclage en puissance
Photodiode
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Un réseau international d'interféromètres
✔ Réjection des bruits locaux (coïncidence) → meilleure sensibilité
✔ Localisation des sources (triangulation) → astronomie
Réseau fonctionnant comme un unique détecteur depuis 2007
Le réseau est un“télescope à ondes gravitationnelles”
Rencontres du Réseau des Technologies du Vide – Sévrier – 13 octobre 2016 16
Alertes pour des observations multi-messagers
➢ Augmenter la confiance dans les événements➢ Mieux comprendre les phénomènes physiques des sources détectées
Optique
Radio Neutrinos
Rayons X et γ
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Quelle physique avec ces premières détections ?
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Implications astrophysiquesTrous noirs stellaires de masse relativement élevée exisent (>25 M
⨀)
● Étoiles massives avec vent stellaire faible
Des binaires de trous noirs se forment dans la nature
A partir d'étoiles binaires ? Capture dynamique dans des amas denses ?
Spins alignés probablement
Spins non alignés probablement
● Formation dans environnement à faible métallicité
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Tests de la Relativité GénéralePulsar binaire le plus relativiste :
Vitesse orbitale v/c ~ 2 x 10-3 (J0737-3039)GW150914: rapide, très dynamique, gravité en champ fort v/c ~ 0.5
Estimation de limites sur le graviton
Vérification des résidus après soustraction de l'onde ajustée→ Ecart à la RG < 4 % dans GW150914
Vérification de la cohérence interne de l'onde
Aucun signe d'écart à la Relativité Générale dans la forme de l'onde
(90% CL)
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Quelques défis technologiques du détecteur Virgo
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Suspended bench in vacuum
Monolithic suspension
Output mode-cleaner optical
cavity
Cryotrap (to improve the vacuum in the 3-km tubes)
New electronics
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De la 1ère à la 2ème génération de détecteurs
S6 (2010)
O1 (2015)
Avanced LIGO design (→ 2020)
Further upgrades
Seismic noiseImproved seismic isolation
Thermal noiseMonolithic suspensions Improved mirror coatings Larger laser beam
Photon shot noiseLarger laser powerSignal recyclingDC detectionThermal compensation
Diffuse light noise“All” detection optics and photodiodes suspended in vacuum
Phase noiseImproved vacuum
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Suspension d'un miroir de Virgo : atténuation des vibrations du sol
7 m
Atténuation passive : 7 pendules en cascade
→ facteur 1014 à 10 Hz
Contrôles actifs à basse fréquence
● Accéléromètre ou données de l'interféromètre● Actionneurs électromagnétiques● Boucles de contrôle
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Bruit thermique
● Fluctuations thermiques au niveau microscopique
--> dissipation d'énergie via les modes d'excitations macroscopiques du miroir
On veut des grands facteurs de qualité Q pour concentrer tout le bruit dans de petites bandes de fréquences
Pendulum modef < 40 Hz
“Mirror” modef> few kHz
“Violin” modes f > 40 Hz
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Bruit thermique : suspensions monolithiques
● Revêtement de surface de très haute qualité developpé au LMA (Lyon)(Laboratoire des Matériaux Avancés)
● Suspensions monolithiques développées dans des laboratoires à Perugia et Rome
Fibres en verre (fused silica)(diamètre 400 µm et longueur 0,7 m)
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Quelques autres bruits
● Vibrations accoustiques et fluctuations de l'index de réfraction de l'air● Éléments principaux placés sous vide
● Laser: bruit en amplitude, fréquence, position● Beaucoup de boucles de contrôle pour réduire ces bruits
● Bruit électronique● Défi pour les électroniciens de mesurer à 0,1 nW/sqrt(Hz)
● Bruit non-linéaire dû à la lumière diffusée● Attention aux modes mécaniques des éléments optiques
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Problème de la lumière diffuséeÉlément optique
(miroir, lentille,...)vibrant à
cause du bruit sismique ou acoustique
Faisceau laser réfléchi
Quelques photons diffusés peuvent se recombiner avec le
faisceau de l'interféromètre
Bruit de phase
Fluctuations de la puissance mesurées
(empreinte des vibrations de l'élément optique)
Evolution pour AdVirgo: bancs optiques suspendus et placés
sous vide
Faisceau laser incident
Lumière diffusée !
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Quelques éléments sur le système de vide de Virgo
Advanced Virgo● Améliorer le vide de 10-7 à 10-9 mbar dans les tubes● Ajouter de nouvelles enceintes à vide pour bancs optiques
● Vue d'ensemble● Les «tours » de Virgo● Les tubes à vide et leurs cryotraps● Les « minitours » d'Advanced Virgo
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Le système de vide de VirgoÉléments optiques et faisceau laser placés sous vide pour limiter les perturbations environnementales :
● Fluctuations de la densité de l'air● Bruit acoustique● ...
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Une grande enceinte à vide
Volume : 7000 m3 Surface : 24000 m2
Pression résiduelle dans les tubes de 3 km des bras :● 10-7 mbar pour détecteurs initiaux● 10-9 mbar pour détecteurs avancés
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Les enceintes à vide de Virgo« Tours »
● 7+3 enceintes pour les miroirs et bancs principaux● pas de contaminants (dégradation des miroirs)
«Grandes vannes» jusqu'à 1 m de diamètre pour isoler et accéder aux tours
Grands « cryostats » à 77 K pour piéger la vapeur d'eau
«Tubes» de 3 km de long, diamètre 1,2 m● Ne contiennent que le faisceau laser
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Les « tours » : vide et propretéLaser de forte puissance (~650 kW) sur les miroirs⇒ surfaces optiques doivent être propres
Poussière et contaminants → diffusion et absorption sur les surfaces optiques⇒ ouvertes, les « tours » sont des salles blanches de classe 100
Enceintes des tours ont été étuvées avant insertion des miroirs
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Les « tours » : deux compartiments de vide
Système d'atténuation sismique
Optiques principales (miroir ou banc)
10-6 mbar
10-8 mbar
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Les « tours » : installation
Partie basse d'une tourMatériel : acier inoxydable 304LÉtuvée dans l'air à 400°C
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Les « tours » : bâtiment central
∅ = 2 m, jusqu'à 11 m de hautMatériel hermétique ou joints toriques (O-rings) pour compartiments HV~100 piquages/hublots au total + passages pour le faisceau
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Exemple : pompage de la partie supérieure d'une tour
Pompe turbo-moléculaire couplée à une pompe sèche : 1500 l/s
Suspension magnétique pour limiter les vibrations
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Deux tubes à vide de 3 km de long
Longueur : 3 kmDiamètre : 1,2 mNe contiennent que les déflecteurs optiques (baffles) + faisceau laser
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Design des tubesModules préfabriqués et soudés
Matériel : 304LParois : 4 mmLongueur : 15 m
Soufflets→ chauffage jusqu'à 150 °C
Renforts et adaptation hauteur
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Fabrication/installation des tubes
Étuvage à l'air (400 °C) → four « simple »→ réduction d'un facteur 100 du dégazage des parois en H
2
~10-14 mbar.l/s/cm2 @ 20 °C
Éléments du tube étuvés, avec leur
surface oxydée
Étuvage sous vide sur site (150 °C)→ ajout d'un isolant thermique→ chauffage par effet Joule pendant quelques jours
Tests de qualification- prototype- recherches de fuite, analyse RGA par module- tests sous vide sur des modules assemblés
Installation et assemblage- ajout d'une couche d'isolant autour des modules- début de l'installation : février 2001- vitesse de l'installation : 30 m/jour
Module inséré dans un « tunnel »
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Grandes vannes au bout des tubes
4 grandes vannes pour isoler les tubes des tours
Corps en acier inoxydable, étuvé à l'airSoudures métalliquesJoint torique Viton sur la vannePossibilité de la chauffer à 150°CNombreux tests de vide
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Stations de pompage des tubesGrande « conductance » → 600 m entre les pompes
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Evolution du vide dans les tubes
0.01
0.1
1
10
100
1000
0 10 20 30 40 50 60 70 80 90
time (hour)
Pre
ssu
re (
mb
ar)
1,00E-14
1,00E-13
1,00E-12
1,00E-11
1,00E-10
1,00E-09
1,00E-08
1,00E-07
0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100
mass/charge
partia
l pre
ssur
e, m
bar
After bake
before bake900m - 1500m N
October 2001
2: hydrogen18: water12,28: carbon monoxide44: carbon dioxide55, 57: hydrocarbon
80 heures pour atteindre 0,1 mbar
Test avec tubes non connectés aux tours, en 2001 :Après étuvage à 150°C : pression résiduelle de 10-9 mbar, principalement de l'hydrogène
Descente en pression
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Le vide dans les tubes pour AdvancedVirgo
→ Réduire les fluctuations statistiques du nombre de molécules sur le chemin du faisceau laser (bruit de phase)
Sensibilité d'Advanced Virgo autour de 100 Hz : ~2x10-24 /√Hz⇒ pression résiduelle de ~10-9 mbar dans les tubes de 3 km
Gaz Hydrogène Eau Autres Total
Pression (mbar) 10-9 10-9 5 x 10-10 2,5 x 10-9
Bruit de phase (Hz-1/2) 2,1 x 10-25 7,0 x 10-25 6,1 x 10-25 9,5 x 10-25
→ Bruit de phase un facteur 2 à 3 en dessous de la sensibilité nominale d'Advanced Virgo
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Statistiques du système de pompage
Pompes primaires 29
Pompes turbo-moléculaires 21
Pompes à ions 28
Pompes à sublimation de titane 38
Analyseurs de gaz résiduel 20
Vannes coudées 221
Vannes 111
Grandes vannes (1 m ∅) 4
Jauges de pression 153
(sans les nouvelles pompes en cours d'installation pour les « minitours »
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Système de contrôleUne baie de contrôle dédiée à chaque tour et à chaque station de pompage le long des tubesLes opérations logiques sont pilotées par un PLCTous les paramètres sont enregistrés à distance
Station de pompage d'une « tour » : baie de contrôle et son tableau d'opération,
Pour Advanced Virgo : utilisation de Tango pour le contrôle du système de vide
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Les pièges cryogéniques (cryotrap)
Faisceau laser
Cylindre interne 2 m de long0,9 m de diamètre
Cryostat à 77 KRefroidi avec azote liquide
Ajoutés pour Advanced Virgo pour améliorer le vide dans les tubes en les isolant des tours
→ Condensation de la vapeur d'eau provenant de la tour
Tour
97 % des molécules entrantes sont piégées
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Les pièges cryogéniques (cryotrap)
Partie extérieureTempérature ambianteEn acier inoxydable
Partie interne (froide)
Vide (après étuvage) : <10-9 mbar
Consommation azote liquide ~ 5 l/h
Ajoutés pour Advanced Virgo pour améliorer le vide dans les tubes en les isolant des tours
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Équipement pour les cryotrapsRefroidissement en ~2 joursNiveau de l'azote liquide : contrôle + remplissage permanent avec séparateur de phases
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Stockage du LN2 pour les cryotraps
Stockage de l'azote liquide sur site3 cuves externes
2 x 10000 l (à chaque bout de bras)1 x 30000 l (bâtiment central)
avec 3 semaines d'autonomie
Remplissage pendant périodes de maintenance (1 fois par semaine)
~1 heure par cuveOpération réalisée en moins d'une demie
journée
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De nouvelles enceintes à vide... non optimisées pour le vide
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Des bancs optiques instrumentés
Photodiodes
Caméras
Quadrants
Montures motorisées« Galvanomètres »
Bancs : 1,3 m x 1,3 m
Besoin de limiter les mouvements du banc pour réduire le problème de lumière diffusée→ banc suspendu et placé sous vide (~0,1 mbar)
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Des bancs optiques instrumentés
Système d'atténuation sismique
Banc optiqueSuspendu par un seul câble métallique
Électronique embarquée pour limiter nombre de câbles (court-circuit sismique)
Consommation max < 300 W→ problème de thermique pour évacuer la
chaleur par radiation seulement
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Évacuation de la chaleur
Matériau à vide classique --> peu de radiation
Augmenter l'émission du banc :→ anodisation du banc (mais dégazage...)
Augmenter l'absorption thermique de l'enceinte→ sablage
Après pompage primaire simple
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Une tour plus contraignante
Consommation : 250 à 300 W
Probablement besoin d'un tube ouvert pour le passage du faisceau d'entrée→ pression de 10-6 mbar sera nécessaire+ installation d'une conductance :
longueur 50 cmdiamètre 2 cm
Rencontres du Réseau des Technologies du Vide – Sévrier – 13 octobre 2016 55
« Résumé »
Rencontres du Réseau des Technologies du Vide – Sévrier – 13 octobre 2016 56
C'est le début de l'astronomie gravitationnelle !
Rencontres du Réseau des Technologies du Vide – Sévrier – 13 octobre 2016 57
Rencontres du Réseau des Technologies du Vide – Sévrier – 13 octobre 2016 58
Spectre des OG, autres détecteurs
Relic radiation
Cosmic strings
Supermassive black hole binaries
Binary coalescencesSupernovae
Extreme mass ratio inspirals
Black hole and neutron star binaries
Spinning neutron stars
10-16 Hz 10-4 Hz 100 Hz 103 Hz10-9 Hz Space detectors Ground interferometers Pulsar timing Inflation probe