Wie würde ein kHz-Gravitationswellendetektor aussehen? (Berge auf Millisekunden-Magnetaren) Wie würde es sich von LIGO/Virgo unterscheiden?

Die Zusammenfassung der Gravitationswellen von Bergen in neugeborenen Millisekunden-Magnetaren sagt:

In diesem Artikel untersuchen wir die Spin-Evolution und die Gravitationswellen-Leuchtkraft eines neugeborenen Millisekunden-Magnetars, der entweder nach dem Kollaps eines massereichen Sterns oder nach der Verschmelzung zweier Neutronensterne entstanden ist. In beiden Fällen berücksichtigen wir den Effekt der Fallback-Akkretion und die Entwicklung des Systems aufgrund der unterschiedlichen Drehmomente, die auf den Stern einwirken, nämlich das Spin-Up-Drehmoment aufgrund von Akkretion und Spin-Down-Drehmomente aufgrund magnetischer Dipolstrahlung, Neutrino-Emission, und Gravitationswellenemission, die mit der Bildung eines "Berges" auf den Akkretionspolen verbunden ist. Anfangs wird die Rotationsperiode hauptsächlich von der Dipolstrahlung beeinflusst, aber zu späteren Zeiten dreht die Akkretion den Stern schnell hoch. Wir stellen fest, dass ein nach dem Kollaps eines massereichen Sterns gebildeter Magnetar bis zu 1 ansammeln kann M ⊙ und überleben in der Größenordnung von 50 s, bevor sie zu einem schwarzen Loch kollabieren. Die Gravitationswellenbelastung für ein Objekt, das sich bei 1 Mpc befindet, ist H C ∼ 10 − 23 bei kHz-Frequenzen, was dies zu einem potenziellen Ziel für bodengestützte Detektoren der nächsten Generation macht. Ein Magnetar, der nach einer Neutronensternverschmelzung entstanden ist, akkretiert dagegen höchstens 0,2 M ⊙ , und sendet Gravitationswellen mit einer geringeren maximalen Dehnung in der Größenordnung von aus H C ∼ 10 − 24 , überlebt aber auch viel länger und kann möglicherweise mit dem Röntgenplateau in Verbindung gebracht werden, das in der Lichtkurve einer Reihe von kurzen Gammastrahlenausbrüchen beobachtet wird.

Frage: Wie würde ein kHz-Gravitationswellendetektor aussehen? (Berge auf Millisekunden-Magnetaren) Wie würde es sich von LIGO/Virgo unterscheiden?

Abbildung 1. Bildliche Beschreibung des Millisekunden-Magnetars

Abbildung 1. Bildliche Beschreibung des Millisekunden-Magnetars. Es gibt zwei Koordinatensysteme, eines mit der Rotationsachse ( Ω ) und eine andere mit dem magnetischen Moment ( μ → ) Achse. Diese Achsen sind in einem Winkel geneigt a ( T ) . Die blauen Punkte zeigen Materie, die auf die beiden Polkappen fällt und zwei anwachsende Säulen bildet. Wenn sich der Stern dreht, strahlt er Energie in Form von Dipolstrahlung und Gravitationswellen aus. Die rot gepunkteten Linien stellen die austretenden Neutrinos dar, die Wärme und Drehimpuls in Form eines Windes abtransportieren.

verwandt, aber eher am Milli-Hertz- als am Kilo-Hertz-Ende des Spektrums: Was erzeugt Gravitationswellen mit „Perioden zwischen etwa 100 und 8000 Sekunden“?

Antworten (2)

Im Prinzip nicht viel anders als LIGO, da LIGO empfindlich auf kHz-Gravitationswellen reagiert. Aber Sie müssen Wege finden, die Empfindlichkeit bei kHz-Frequenzen zu erhöhen, ohne die Reaktion bei niedrigeren Frequenzen zu beeinträchtigen oder vielleicht eine abstimmbare Reaktion zu haben. Diese Verbesserungen werden wahrscheinlich mit einer erhöhten Laserleistung und Entwicklungen in der Optik und den Spiegelbeschichtungen einhergehen.

Die Erkennung von Gravitationswellen (GWs) ist bei hohen Frequenzen durch die Länge (oder effektive Länge, mit etwas schlauem Einsatz von Spiegeln) und bei niedrigen Frequenzen durch verschiedene Rauschquellen begrenzt, einschließlich "Strahlungsdruckrauschen", das eine unausweichliche Folge der Verwendung von starken ist Laser zur Erkennung.

Grob gesagt, um die maximale Empfindlichkeit bei 1 kHz zu erreichen (LIGO ist bei 100 Hz am empfindlichsten), machen Sie die Armlänge Ihres Interferometers gleich einem Viertel der GW-Wellenlänge (oder der gesamten Weglänge des zu seinden Lichts). λ G W / 2 ). Dadurch wird sichergestellt, dass sich alle Störungen der Armlänge "aufsummieren", während das Laserlicht unterwegs ist. Also für eine GW-Frequenz von 1KHz bedeutet das L ≃ 75 km (oder eine Gesamtstrecke von 150 km).

Das ist in Ordnung - etwas von der Größe von LIGO kann effektiv so lange gemacht werden, indem das Licht etwa 10 Mal auf und ab die Arme auf- und abprallt, was viel weniger ist als das ∼ 270 Zeiten, die LIGO verwendet, um Empfindlichkeit bei niedrigeren Frequenzen zu erhalten.

Rauschquellen bei 1 kHz sind aufgrund der endlichen Anzahl von Photonen im Laserstrahl meist auf einfaches "Schussrauschen" beschränkt. Sie müssten also die Leistung am Strahlteiler erhöhen, indem Sie zunächst einen leistungsstärkeren Laser verwenden oder clevere Recyclingtechniken anwenden, um diese Leistung in den Interferometerarmen zu verstärken.

In LIGO verwenden sie einen Laser mit einer Leistung von etwa 40 W, aufgeteilt auf zwei Arme. Die 4-km-Arme bilden Fabry-Perot-Resonatoren, die dies um den Faktor 270 verstärken, aber das ist nicht die Leistung am Strahlteiler. Aus Sicht des Strahlteilers sind die FP-Arme etwa 0,97-mal reflektierend. Um die Leistung am Strahlteiler zu verstärken, setzen Sie vor den Strahlteiler einen Recyclingspiegel mit einem Reflexionsgrad von 0,97. Dadurch kann die gesamte Leistung in den Hohlraum des FP-Arms übertragen werden, aber auch die Leistung zwischen dem Strahlteiler und dem FP-Eingangsspiegel wird um einen Faktor von etwa 35 verstärkt.

Gegenwärtig ist LIGO so abgestimmt, dass es einen hohen Verstärkungsfaktor in den FP-Armen und einen bescheidenen Leistungsrückgewinnungsgewinn aufweist, der durch das effektive Reflexionsvermögen des FP-Hohlraums aufgrund von Verlusten an den reflektierenden Oberflächen begrenzt ist.

Um mehr Leistung am Strahlteiler zu erhalten und gleichzeitig die Empfindlichkeit bei 100 Hz beizubehalten , wären große Verbesserungen in der Spiegel- und Spiegelbeschichtungstechnologie erforderlich. Verbesserungen der Laserstabilität bei hoher Leistung und der geschickte Einsatz von "gequetschten Vakuum" -Techniken, die das Rauschfrequenzprofil bis zu einem gewissen Grad formen können, wodurch bescheidene Verbesserungen des Schrotrauschens auf Kosten des Strahlungsdruckrauschens bei niedrigeren Frequenzen ermöglicht werden. Zum Beispiel könnte man durch Minimieren der Verluste in den Spiegeln die FP-Arme reflektierender machen, was einen größeren Recyclinggewinn ermöglicht (was als ( 1 − R ) − 1 ).

Auch ohne diese Verbesserungen könnten Sie LIGO so einstellen, dass es bei 1 kHz besser funktioniert, auf Kosten seiner Reaktion bei niedrigeren Frequenzen. Die Verstärkung von 270 wird bei hohen Frequenzen nicht realisiert. Sie könnten dies auf etwa 20 senken, was das Reflexionsvermögen der FP-Arme auf etwa 0,997 erhöhen würde, indem Sie die Verluste reduzieren (die mit der Anzahl der Lichtreflexionen zunehmen) und dann einen stärker reflektierenden Power-Recycling-Spiegel verwenden und eine Leistung erhalten Recycling-Boost von 330. Dies würde Ihnen einen Faktor von einbringen 10 im SNR bei 1 kHz auf Kosten eines Empfindlichkeitsverlusts von Faktor 10 bei 100 Hz.

In der technischen Dokumentation des Einstein-Teleskops gibt es noch viel mehr Details . Dieser vorgeschlagene GW-Detektor der dritten Generation arbeitet nach dem gleichen Prinzip wie LIGO, jedoch mit Verbesserungen. Es wird mehrere "V"-förmige Interferometer haben, um seine Richtungsantwort zu verbessern und tote Punkte zu beseitigen; es wird leistungsstärkere Laser verwenden; es arbeitet kryogenisch, um die Empfindlichkeit bei niedrigen Temperaturen zu verbessernFrequenzen; Es wird 2 Interferometer in jedem Armsatz haben, die auf niedrige bzw. hohe Frequenzen abgestimmt sind, wie ich oben angedeutet habe; Es wird 10-km-Arme haben und massivere Spiegel verwenden, um die Auswirkungen des Strahlungsdrucks und anderer Verschiebungsgeräusche bei niedrigen Frequenzen zu reduzieren. und es schlägt große Entwicklungen in der Optiktechnologie vor (z. B. Spiegelverluste bei 1 ppm), um die Leistung zu steigern und einen Hochfrequenzgang zu erhalten.

"Grob gesagt ... machen Sie Ihre Interferometerarmlänge gleich einem Viertel der GW-Wellenlänge." Ich bin kein Experte, aber sollte die Viertelwellenlänge nicht für die physikalische Länge des Hohlraums gelten, nicht für die effektive Länge einschließlich Reflexionen? Ja, mehr Reflexionen, längere effektive Länge ist gut, aber das scheint eine andere Sache zu sein, als die Arme zu machen ~ λ / 4 .
@uhoh Ich werde versuchen, es richtig zu formulieren. Sie möchten, dass der zurückgelegte Gesamtweg ungefähr ist λ / 2 .
@uhoh aber ich sehe du bist verwirrt. Nein, es kommt auf die Gesamtweglänge an, die Länge der Arme ist aus dieser Sicht irrelevant. Lange Arme sind gut, um Verschiebungsgeräusche zu reduzieren.
Oh ja, ich beginne mich zu beruhigen; Die Zeit, die zum "Herumspringen" benötigt wird, wird mit der Zeit verglichen, die zum Passieren der Welle benötigt wird, da sich beide mit der gleichen Geschwindigkeit bewegen.

Um Robs Antwort kurz zu ergänzen, es gibt mindestens ein Konzept für einen Gravitationswellendetektor, der explizit auf Kilohertz-Gravitationswellen abzielt und die Empfindlichkeit gegenüber niedrigeren Frequenzen opfert: das Neutron Star Extreme Matter Observatory (NEMO) . Es ist zu hoffen, dass ein solches Observatorium Ende der 2020er oder Anfang der 2030er Jahre in das globale Netzwerk aufgenommen wird und eine Empfindlichkeit im Hochfrequenzbereich bietet, die mit den echten Detektoren der dritten Generation vergleichbar ist, die später in den 2030er Jahren auf den Markt kommen werden (siehe Abbildung 1 ) . Rauschkurven).

Die wichtigsten Statistiken eines solchen Observatoriums sind in Tabelle 1 des verlinkten Artikels aufgeführt, und Sie werden sehen, dass sie sich tatsächlich nicht stark von den aktuellen LIGO-Parametern unterscheiden: Die Arme sind 4 km lang, aber die Laserleistung wird auf 500 W erhöht (4,5 MW Leistung zirkulieren in den Armen), und es gibt einige ausgefallene neue Beschichtungen und etwas Quetschen, um die Hochfrequenzempfindlichkeit auf Kosten des niedrigeren Frequenzteils des Bandes zu erreichen. Die Testmassen werden ebenfalls auf ~150 K gekühlt, während LIGO/Virgo bei Raumtemperatur betrieben werden.

Damit meine ich die Projekte Einstein Telescope und Cosmic Explorer – meine Verwendung von „true“ soll nur betonen, dass NEMO zwar nach den LIGO/Virgo-Detektoren der „zweiten Generation“ kommen würde, aber eher ein Detektor der „2,5-Generation“ ist in Bezug auf die erforderliche Technologieentwicklung und den erforderlichen Investitionsumfang
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