중력파 관측소

Gravitational-wave observatory
레이저 간섭계의 개략도.

중력파 검출기(중력파 관측소에서 사용)는 중력파라고 불리는 시공간에서 작은 왜곡을 측정하기 위해 고안된 장치이다.1960년대 이후, 다양한 종류의 중력파 탐지기가 만들어졌고 지속적으로 개선되었다.오늘날 레이저 간섭계의 세대는 천문학적인 근원으로부터의 중력파를 감지하는 데 필요한 감도에 도달하여 중력파 천문학의 주요 도구를 형성하고 있다.

2015년 고도 LIGO 관측소가 최초로 중력파를 직접 검출해 2017년 노벨 물리학상을 수상했다.

도전

중력파가 검출기에 미치는 영향이 매우 작기 때문에 중력파의 직접 검출은 복잡하다.구형파의 진폭은 소스로부터의 거리의 역방향으로 떨어집니다.따라서, 쌍성 블랙홀 병합과 같은 극단적인 시스템으로부터의 파동도 지구에 도달할 때까지 매우 작은 진폭으로 사라집니다.천체물리학자들은 지구를 지나는 중력파가 [1]LIGO 크기의 기구에서 10m 정도의−18 차등 운동을 일으킬 수 있다고 예측했다.

공진 질량 안테나

예상되는 파동 움직임을 감지하는 간단한 장치는 공명 질량 안테나라고 불리며, 외부 진동으로부터 격리된 크고 단단한 금속체입니다.이런 종류의 기구는 최초의 중력파 검출기였다.입사 중력파로 인한 우주에서의 변형은 인체의 공명 주파수를 자극하여 검출 가능한 수준으로 증폭될 수 있다.아마도 가까운 초신성은 공명 증폭 없이도 볼 수 있을 만큼 강할 것이다.그러나 2018년까지 [citation needed]공명 질량 안테나를 운용하는 연구자들의 특정 관측 주장에도 불구하고 어떤 형태의 공명 질량 안테나에 대해서도 연구계에서 널리 받아들여졌을 중력파 관측은 이루어지지 않았다.

공명 질량 안테나에는 상온 바 안테나, 저온 바 안테나 및 저온 냉각 구형 안테나 등 세 가지 유형이 있습니다.

가장 초기의 형태는 웨버 바라고 불리는 상온 막대 모양의 안테나로 1960년대와 1970년대에 지배적이었으며 많은 것들이 전 세계에 만들어졌다.1960년대 후반과 1970년대 초 웨버 등 일부 사람들은 이 장치들이 중력파를 검출했다고 주장했지만 다른 실험자들은 이를 이용해 중력파를 검출하는 데 실패했고, 웨버 막대가 [2]중력파를 검출하는 실질적인 수단이 될 수 없다는 공감대가 형성됐다.

1980년대와 1990년대에 개발된 2세대 공진 질량 안테나는 웨버 바라고도 불리는 극저온 막대 안테나였다.1990년대에는 AURIGA(이탈리아 파두아), NOUTILUS(이탈리아 로마), EXPLORER(스위스 CERN), ALLEGRO(미국 루이시아나), NIOBE(호주 퍼스) 등 5개 주요 극저온 막대 안테나가 있었다.1997년, 4개의 연구 그룹이 운영하는 이 5개의 안테나는 협력을 위한 국제 중력 이벤트 협업(IGEC)을 결성했다.배경 신호에서 원인을 알 수 없는 이탈 사례가 여러 번 있었지만, 이러한 검출기를 사용한 중력파 관측의 확인된 예는 없었다.

1980년대에, Altair라고 불리는 극저온 막대 안테나가 있었는데, GEOGRAV라고 불리는 상온 막대 안테나와 함께 이탈리아에서 제조되어 최신 막대 안테나의 시제품이 되었다.GEOGRAV 검출기의 운영자들은 초신성 SN1987A(다른 상온 막대 안테나)에서 오는 중력파를 관측했다고 주장했지만, 이러한 주장은 더 넓은 공동체에서 채택되지 않았다.

웨버 막대의 이러한 현대적인 극저온 형태는 진동을 감지하기 위해 초전도 양자 간섭 소자(예를 들어 ALEGRO)로 작동했습니다.이탈리아의 INFN에 기반을 둔 초미세 공명 원통형 막대 중력파 검출기 AURIGA 등 간섭계 안테나가 천체물리학적 감도에 도달한 후에도 일부 안테나는 계속 작동했다.AURIGA와 LIGO 팀은 공동 [3]관측에 협력했다.

2000년대에는 제3세대 공진 질량 안테나인 구형 극저온 안테나가 등장했다.2000년경에 4개의 구형 안테나가 제안되었고, 그 중 2개는 다운사이즈 버전으로 제작되었고, 나머지는 취소되었다.제안된 안테나는 GRAIL (네덜란드, MiniGRAIL로 축소), TIGA (미국, 소형 프로토타입 제작), SFERA (이탈리아), Graviton (브라질, Mario Schenberg로 축소)이었다.

MiniGRAIL과 Mario Schenberg라는 두 개의 다운사이즈 안테나는 디자인이 비슷하며 공동 작업으로 운영됩니다.MiniGRAIL은 Leiden University에 기반을 두고 있으며, 20mK(-273.1300°C; -459.6340°[4]F)까지 정확하게 가공된 1,150kg(2,540lb) 구체로 구성되어 있습니다.구형 구성은 모든 방향에서 동일한 감도를 허용하며 고진공을 필요로 하는 대형 선형 장치보다 실험적으로 다소 단순합니다.이벤트는 검출기 구의 변형을 측정하여 검출됩니다.MiniGRAIL은 2-4kHz 범위에서 매우 민감하며, 회전하는 중성자별 불안정성이나 작은 블랙홀 [5]병합으로 인한 중력파를 감지하기에 적합하다.

현재의 극저온 공명 질량 검출기는 매우 강력한([citation needed]따라서 매우 드문) 중력파를 감지하기에 충분히 민감하지 않다는 것이 현재의 일치된 의견이다.2020년 현재 극저온 공명 안테나에 의한 중력파 검출은 없다.

레이저 간섭계

중력파 관측소 운영 간소화
그림 1: 빔슬리터(녹색 선)는 (흰색 상자에서 나오는) 간섭성 빛을 거울에 반사되는 2개의 빔으로 분할합니다.각 암의 발신 빔과 반사 빔은 1개뿐이며, 명확한 구별을 위해 분리되어 있습니다.반사된 빔이 재결합하여 간섭 패턴을 검출합니다(보라색 원).
그림 2: 왼쪽 팔(노란색) 위를 통과하는 중력파는 그 길이와 간섭 패턴을 변화시킨다.

보다 민감한 검출기는 레이저 간섭계를 사용하여 분리된 '자유'[6] 질량 사이의 중력파 유도 운동을 측정합니다.이를 통해 질량을 장거리(신호 크기 증가)로 분리할 수 있습니다. 또 다른 장점은 광범위한 주파수(Weber 막대의 경우처럼 공진 근처 주파수뿐 아니라)에 민감하다는 것입니다.지상 간섭계가 작동 중입니다.현재 가장 민감한 것은 레이저 간섭계 중력파 관측소인 LIGO이다.LIGO는 루이지애나주 리빙스턴과 워싱턴주 리치랜드의 핸포드 사이트에 두 개의 검출기를 가지고 있다.각 암은 길이가 4km인 두 개의 광저장 암으로 구성되어 있습니다.이들은 서로 90도의 각도로 있으며, 직경 1m(3ft 3in)의 진공관을 통과하는 빛은 4km(2.5m) 전체를 통과합니다.지나가는 중력파는 다른 쪽 팔을 짧게 할 때 한쪽 팔을 약간 뻗습니다.이것은 정확히 Michelson 간섭계가 가장 [citation needed]민감하게 반응하는 운동이다.

이렇게 긴 팔을 사용하더라도 가장 강한 중력파는 팔 끝 사이의 거리를 10m 정도만−18 바꿀 뿐이다.LIGO는 h5 × 중력파를 검출할 수 있어야 한다 LIGO 및 Virgo, GEO600 TAMA 300과 같은 다른 검출기로 업그레이드하면 감도가 더욱 높아지며, 차세대 기기(Advanced LIGO Plus 및 Virgo)가 될 것이다.가만히 있어.또 다른 고감도 간섭계(KAGRA)는 [7][8]2020년에 작동을 시작했다.요점은 감도가 10배 증가하면("reach"의 반지름) 계측기가 액세스할 수 있는 공간의 볼륨이 1,000개 증가한다는 것입니다.이것에 의해, 검출 가능한 신호가 수십년의 관측치 마다 1개씩 인식되는 비율이, 연간에 수십개로 높아집니다.

간섭 검출기는 레이저가 무작위로 광자를 생성하기 때문에 발생하는 샷 노이즈에 의해 고주파에서 제한됩니다.한 가지 비유는 강우량입니다.레이저 강도와 같은 강우량은 측정할 수 있지만 빗방울은 광자와 같이 랜덤하게 떨어져 평균값의 변동을 일으킵니다.이로 인해 무선 정전기처럼 검출기의 출력에서 노이즈가 발생합니다.또한 충분히 높은 레이저 파워를 얻기 위해 레이저 광자에 의해 테스트 질량으로 전달되는 랜덤 모멘텀이 미러를 흔들고 저주파에서 신호를 마스킹한다.열 노이즈(예: 브라운 운동)는 감도의 또 다른 한계입니다.이러한 "고정" 소음원 외에도 모든 지상 기반 검출기는 지진 소음 및 기타 형태의 환경 진동에 의해 저주파수로 제한되며, 기타 "비고정" 소음원은 기계적 구조물의 삐걱거림, 번개 또는 기타 큰 전기적 장애 등을 발생시킬 수 있다.어떤 사건을 모방하거나 모방할 수도 있다.검출이 진정한 중력파 이벤트로 간주되기 전에 이 모든 것을 고려하고 분석에 의해 제외해야 한다.

LISA와 DECIGO와 같은 우주 기반의 간섭계도 개발되고 있다.LISA의 디자인은 3개의 시험 덩어리가 등변 삼각형을 형성하고, 각 우주선에서 서로 레이저가 두 개의 독립된 간섭계를 형성하도록 요구한다.LISA는 지구를 따라가는 태양 궤도를 점유할 계획이며 삼각형의 각 팔은 5백만 킬로미터이다.이것은 검출기를 지구에 기반을 둔 소음원으로부터 멀리 떨어진 훌륭한 진공 상태에 놓이게 만들지만, 우주선과 태양풍에 의해 야기된 인공물뿐만 아니라 샷 소음에도 여전히 민감할 것이다.

아인슈타인@집입니다

주요 기사:아인슈타인@홈

어떤 의미에서는 검출이 가장 쉬운 신호는 상수 소스여야 합니다.초신성과 중성자별 또는 블랙홀의 병합은 더 큰 진폭을 가지고 더 흥미로울 것입니다. 그러나 발생하는 파동은 더 복잡할 것입니다.회전하고 울퉁불퉁한 중성자별이 내는 파장은 순수한 음색처럼 "단색"일 것입니다.진폭이나 주파수는 크게 변하지 않습니다.

아인슈타인 @홈 프로젝트는 SETI@home과 유사한 분산 컴퓨팅 프로젝트로, 이러한 유형의 단순한 중력파를 검출하기 위한 것입니다.LIGO와 GEO에서 데이터를 가져와 수천 명의 지원자에게 작은 조각으로 전송하여 자택 컴퓨터에서 병렬 분석을 수행함으로써 아인슈타인@홈은 다른 [9]방법보다 훨씬 더 빠르게 데이터를 걸러낼 수 있다.

Pulsar 타이밍

주요 기사:펄서 타이밍 어레이

중력파를 검출하기 위한 다른 접근법은 유럽 펄서 타이밍 어레이,[10] 북미 중력파 [11]관측소 및 파크스 펄서 타이밍 [12]어레이와 같은 펄서 타이밍 어레이에서 사용됩니다.이 프로젝트들은 잘 알려진 밀리초 펄서 배열에서 들어오는 신호에 이러한 파동이 미치는 영향을 관찰함으로써 중력파를 탐지하는 것을 제안합니다.지구를 통과하는 중력파가 한 방향으로 공간을 수축하고 다른 방향으로 공간을 확장함에 따라 이들 방향에서 펄서 신호가 도달하는 시간이 이에 따라 이동한다.하늘을 가로지르는 고정된 펄스 세트를 연구함으로써, 이 배열들은 나노헤르츠 범위의 중력파를 탐지할 수 있을 것이다.이러한 신호는 병합하는 초대질량 블랙홀 [13]쌍에 의해 방출될 것으로 예상됩니다.

우주 마이크로파 배경에서의 검출

주요 기사:우주 마이크로파 배경 polar 편광

우주 마이크로파 배경, 즉 우주가 최초의 원자가 형성될 정도로 충분히 차가워졌을 때 남은 방사선은 초기 우주의 중력파의 흔적을 포함할 수 있다.극초단파 방사선이 편광되어 있다.편광 패턴은 E 모드와 B 모드라고 불리는 두 가지 클래스로 나눌 수 있습니다.이는 전기장(E장)이 컬이 사라지고 자기장(B장)이 발산하는 정전기와 유사합니다.E-모드는 다양한 과정을 통해 생성될 수 있지만, B-모드는 중력 렌즈, 중력파 또는 먼지에서 산란하는 방식으로만 생성될 수 있습니다.

2014년 3월 17일, 하버드-스미스소니언 천체물리학 센터의 천문학자들은 우주 마이크로파 배경에서 중력파를 발견했다고 발표했다.이것이 확인되면, 인플레이션과 [14][15][16][17]빅뱅에 대한 강력한 증거를 제공할 것이다.그러나 2014년 6월 19일 조사 결과 확인에 대한 신뢰도가 [18][19][20]낮아졌고, 2014년 9월 19일에는 [21][22]신뢰도가 더욱 낮아졌다.마침내, 2015년 1월 30일, 유럽 우주국은 이 신호가 전적으로 은하수의 [23]먼지에 기인한다고 발표했다.

새로운 검출기 설계

원자 간섭계.

현재 중력파 스펙트럼(10~10Hz5)[citation needed]의−7 상단에서 검출에 초점을 맞춘 두 개의 검출기가 있다. 하나는 영국 버밍엄 대학이고 다른 하나는 이탈리아 INFN 제노바에 있다.세 번째는 중국 충칭 대학에서 개발 중입니다.버밍엄 검출기는 지름 약 1m의 폐쇄 루프를 순환하는 마이크로파 빔의 편광 상태 변화를 측정한다.두 개가 제작되었으며 현재 진폭 스펙트럼 밀도로서 h~ × z {\ h 10{\의 인 시공간 변종에 민감할 것으로 예상된다.INFN 제노바 검출기는 직경 수 센티미터의 두 개의 결합된 구형 초전도 고조파 발진기로 구성된 공명 안테나입니다.발진기는 (결합 해제 시) 거의 동일한 공진 주파수를 갖도록 설계되었습니다.시스템은 현재 h~× / z {\ h 10{\의 인 시공간 변종에 대한 민감도를 가질 것으로 예상되며 감도는 h ~ × - / {\충칭대학 검출기는 예측된 전형적인 파라미터인10 10Hz(10GHz)와 h~10−30~10을−31 사용하여 잔류 고주파 중력파를 검출할 계획이다.

부상 센서 검출기는 10kHz에서 300kHz 사이의 주파수로 원시 블랙홀에서 발생할 수 있는 중력파에 대해 제안된 [24]검출기이다.그것은 광학 [25]공동에서 광학적으로 부상한 유전 입자를 사용할 것이다.

토션바 안테나(TOBA)는 2개의 긴 얇은 막대로 구성된 제안된 설계로, 십자형으로 토션 펜듈라로 매달려 있으며, 여기서 차분 각도는 조력 중력파에 민감하다.

물질파에 기초한 검출기(원자 간섭계)도 제안되어 [26][27]개발되고 있다.2000년대 [28]초부터 제안들이 있었다.원자 간섭계는 현재 지상 기반 검출기가 [31]저주파 중력 소음에 의해 제한되는 초저음 대역(10mHz – 10Hz)[29][30]의 검출 대역폭을 확장하기 위해 제안된다.LSBB(프랑스 [32]러스트렐) 지하환경에는 2018년 물질파 레이저 기반 간섭계 중력안테나(MIGA) 시연 프로젝트가 착공됐다.

중력파 검출기 목록

주파수의 함수로 선택한 검출기에 대한 노이즈 곡선.잠재적 천체물리학적 소스의 특징적인 변형도 나타난다.신호의 특성 왜곡이 노이즈 [33]곡선보다 커야 검출할 수 있습니다.

공명 질량 검출기

간섭계

간섭 중력파 검출기는 [35][36]종종 사용된 기술에 따라 세대로 분류된다.1990년대와 2000년대에 배치된 간섭 검출기는 초기 검출에 필요한 많은 기초 기술의 근거를 입증했으며 일반적으로 1세대라고 [36][35]불린다.LIGO와 처녀자리 같은 시설에서 2010년대에 작동한 2세대 검출기는 저온 거울과 압착 [36]진공 주입과 같은 정교한 기술로 이러한 설계를 개선했다.이는 2015년 Advanced LIGO에 의한 최초의 명확한 중력파 검출로 이어졌다.3세대 검출기는 현재 계획 단계에 있으며, 검출 감도를 높이고 접근 가능한 주파수의 범위를 넓힘으로써 2세대보다 개선된다.이러한 모든 실험은 수십 년에 걸쳐 지속적으로 개발되고 있는 많은 기술을 포함하고 있기 때문에 세대별 분류는 거칠 수밖에 없다.

펄서 타이밍

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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외부 링크