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Mini Curso de Ondas GravitacionaisI Encontro de Verão de Física no ITA
2.a Aula
Rubens M. Marinho Jr.ITA – 13..17 fev 2006
Segunda aulaComo são detectadas as Ondas Gravitacionais?
Detectores de Interferometria a LASER
Detectores de Massa Ressonante
O Detector de Ondas Gravitacionais Brasileiro
O Grupo Brasileiro
Análise de Dados
Ruídos
Filtros Digitais
A Colaboração Internacional de Eventos Gravitacionais IGEC
CréditosSeminário do Giorgio Frossati – Genova – 1999Seminário do Kip Thorne – Caltech - 2002 Mapa mundi feita pelo V. FafoneSeminário da tese da KatiaFotos tiradas pelo Odylio do nosso detector
gravitacionaisInterferômetros LASER■ VIRGO (Italia/França)■ TAMA (Japão)■ GEO (Alemanha)■ AIGO (Australia)
Antenas de massa ressonante■ Detectores tipo barra
■ Nautilus, Auriga, Explorer (Italia)■ Niobe (Australia)■ ALLEGRO (USA)
■ Detectores esféricos■ MiniGRAIL (Holanda)■ Sfera (Italia)■ Mario Schenberg (Brasil)
Livingston, Louisiana
Pesquisas entre 2002 e 2006 – sensiblidade plausivel para ver ondasUpgrade para o LIGO avançado : ~2007; ■ Novas buscas: 2008 ... -- sensibilidade suficiente para se ver ondas de
uma larga variedade de fontes
4 km
LIGO
Parceiros internacionais do LIGO
VIRGO: Pisa, Italia [Italia/França] GEO600, Hanover Alemanha
TAMA300, Tokyo [Japão]AIGO, Jin-Jin Australia
Foi instalado em (Hanford 4km, 2km; Livingston 4 km)
LIGO
Raiz quadrada dadensidade spectral de h(t): teoria de
processos aleatórios”]
Interferômetro laser espacial LISA
Três naves espaciais livres 5 milhoes de km de separaçãoLaser de 1 Watt Telescopios de 30 cm de diametro
LISA: Desafios técnicos
Monitorar o movimento relativo das naves “massas de prova”, separadas de 5 milhões de kilometros, a uma precisão de■ ~ 10-9 cm na banda de freqüência f ~ 0.1 - 10-4 Hz ■ ~ 10-5 do comprimento de onda da luz■ acelerações de ~ 10-16 g
Garantir que as únicas forças atuando nas massas de prova sejam gravitacionais, de fora das naves
Detectores tipo barra
ϕθπ
σ 2cossin8 2423 stot Mv
cG
=
Seção de choque do primeiro modo longitudinal:
Atenuação total daSuspenção: ~300 dB
G ge eo do Sc e be ge do Sphera
4x CuAl(6%) ⎯⎯→
3x Cu ⎯⎯→
Esfera deCuAl(6%)
←⎯
←⎯ banho de He
←⎯ banho de N2
Refrigerador pordiluição ⎯→
Isolamento de térmico ⎯⎯→
O Grupo BrasileiroCriogenia■ Dr. Ney F. de Oliveira Jr. (USP) (Co-PI)■ Dr. Giorgio Frossati (UL) (Co-PI)■ Sergio T. de Souza (USP) (Ms)■ Jorge Weber (INPE) (Ms)
Fontes Astrofísicas e Gravitação■ Dr. José Carlos N. de Araújo (INPE)■ Dr. Oswaldo Duarte de Miranda (INPE)■ Dr. Edgard Casal de Rey Neto (ITA)■ Ms. Cláudio Souza Castro (INPE) (Dr)■ Wayne de Paula (ITA) (Ms)
Isolamento Vibracional■ Dr. José Luiz Melo (INPE)■ Dr. Walter F. Velloso Jr. (USP)■ Antônio Unias de Lucena (INPE) (Gr)
O Grupo BrasileiroTransdutores■ Dr. Odylio Dennis Aguiar (INPE) (PI)■ Dr. Carlos frajuca (CEFETSP)■ Dr. Kilder L. Ribeiro (INPE)■ Dr. Luiz Alberto de Andrade (IEAv)■ Ms. Marco Remy (INPE) (Dr)■ Ms. Sergio Ricardo Furtado (INPE) (Dr)
Hardware para veto de Raios Cósmicos■ Dr. Anderson C. Fauth (UNICAMP)■ Lucio Camargo Filho (UNICAMP) (Gr)
O Grupo BrasileiroAnálise de Dados■ Dr. Rubens de Melo Marinho Jr. (ITA)■ Dra. Nadja S. Magalhães (CEFETSP)■ Dr. Cesar Augusto Costa (INPE)■ Ms. Claudemir Stellati (ITA) (Dr)■ Ms. Katia Maria Florencio da Costa (ITA) (Dr)■ Cesar Lenzi (ITA) (Ms) ■ Helmo Alan Batista de Araujo (ITA) (Ms)■ Eduardo Vila Real Mendes (ITA) (Gr)
p çpor DMR
Instabilidades tipo barra em estrelas de neutrons
Excitações de modos quase normais em buracos negros
gesféricos
A seção de choque é de ~70 vezes maior que a de uma barra típica com L~5D operando na mesma freqüência
Maior seção de choque do segundo harmônico
Igual sensibilidade em todas as direções para a determinação das fontes por causa dos 5 modos fundamentais quadripolares
Direcionalidade
Obtem a amplitude e a polarização da onda
Possibilidade de observar ondas escalares medindo o modo monopolar
gpequenos
É mais barato para construir e manter.
Mais fácil de congelar a 10 mK
Alta sensibilidade perto das freqüências entre 2-4 kHz, permitindo detectar OG de instabilidade de estrelas de neutron em nossa galáxia ou colapso de mini buracos negros
Permite testes de novas soluções rapidamente
Propriedades
Material CuAl6%
Densidade ρ=8000 kg/m3
Diâmetro Φ = 0.65 m
Massa M = 1150 kg
Velocidade do som v = 4100 m/s
Temperatura de operação: T ≈ 10 mK
Seção de choque
Freqüência ressonante do modo quadripolar:sv2 n
n ns
cR
ω π ν= =12.3
62.1
2
1
==
cc
1 3250 Hzν =
Seção de choque da esfera:2
3 ssnn vMcGF=σ
14.1 98.2
2
1
==
FF
2251 104.1 mHz−×=σ
Temperatura efetiva
KQTTTT
NNeff 102.4
2122 52
1
−×≈⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛+≅β
61020~ 1.0~ 015.0~ ×QKT β
Mínima energia detectavel kBTeff:
νhk
TE NN 100≅=
KTN 105.1 5−×≅
Temperatura de ruído:
em ν = 3250 Hz
Objetivo inicial:
Sensibilidade
mRlkgMm
s
s
195.06.0 1150
====
( )s
fml
kTH eff 105.4
221
23
21
40
2
min0
−×≈⎥⎥⎥
⎦
⎤
⎢⎢⎢
⎣
⎡
=π
Sensibilidade a uma OG abupta de duração de τg = 0.3 ms:
200min0 1032 −×≈≅
g
Hhτ
A transformada de Fourier H0(f ) de um sinal abrupto h(t) de duração τg considerado constante na largura de banda Δf presumindo SNR=1 é:
Largura da banda
HzQTTff
N 224217.0
21
0 ≈⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛+=Δβ
β
1.0 100
20 15
2.30
=====
βνhE
milhoesQmKT
kHzf
n
Amplitude espectral
200 )(2)( HffSh Δ= π
Para SNR = 1:
2/10 )( )( −HzfSh
2/1210 102.1)( -
h (Hz)fS −×≅
Amplitude espectral:
SchenbergComparado com o LIGO
h (H
z-1/2)
10-20
10-21
10-22
10-23
10 102 103 104
MiniGRAILQuantum limit
MiniGRAILInitial goal
f (Hz)
RuídosTérmico (mais importante)Movimento browniano da esfera
SísmicoDe gradiente de gravidadeRaios cósmicosDo equipamento eletrônicoEletromagnéticos (raios)Etc …
Análise de Sinais
( ) ( )( )
0i t
n
MK ce
Sω ω
ωω
∗−=
Dados contaminados Demontwomodes
bbfilterMKS Rotinas para análise
Filtro casado (Matched) Razão Sinal Ruido
( )20
2
tμρ
ν=
É a transformada de Fourier da função de autocorrelaçãodo ruído.
Densidade espectral do ruido Sn( ) ( )( )
0i t
n
MK ce
Sω ω
ωω
∗−=
Sinal na saída da antena:
Sinal no domínio da freqüência, com passa baixas e freqüencia de amostragem do Allegro
Sinal m na saida da antena ( ) ( )( )
0i t
n
MK ce
Sω ω
ωω
∗−=