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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

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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

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~1500 auteurs (chercheurs et ingénieurs)

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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 »

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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 ?

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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 !

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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”

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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

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« Résumé »

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C'est le début de l'astronomie gravitationnelle !

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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