Principali Esperimenti

dove Ptot sono le perdite complessive di potenza all’interno dell’interferome-

tro. Risulta quindi evidente che massimizzare il valore di grec equivale a

rendere minime le perdite di potenza. Con questa tecnica `e possibile rag- giungere valori di grec∼ 50.>

Adottando queste due soluzioni si giunge allo schema di base di un interferomero per la rivelazione di onde gravitazionali che viene presentato in figura 3.6.

Attraverso interferometri terrestri con cavit`a Fabry–Perot di alcuni chilometri (3, 4 km), in linea di principio, `e possibile raggiungere sensibilit`a a segnali gra- vitazionali con ampiezza minima ˜hmin ≈ 10−23Hz−12, sufficiente per comprendere

l’Ammasso della Vergine nel campo utile di osservazione.

3.3.3

Principali Esperimenti.

In questa parte presenteremo una breve panoramica delle caratteristiche dei prin- cipali interferometri per la rivelazione di onde gravitazionali in attivit`a.

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VIRGO

Sicuramente il primo esperimento da menzionare `e il progetto VIRGO [59], nato dalla collaborazione italo–francese fra INFN e CNRS. VIRGO `e un in- terferometro di Michelson con bracci di sei metri, gli specchi terminali sono costiuiti da cavit`a Fabry–Perot di ≈ 3 km, inoltre viene utilizzata la tecnica del ricircolo per ridurre le perdite nell’interferometro. Per una descrizione dettagliata di VIRGO, e delle performance attese, si rimanda al capitolo successivo. La banda passante attesa va da ≈ 10 Hz a ≈ 10 kHz, la sen- sibilit`a a centro banda risulta ˜h ≈ 10−23. VIRGO `e l’interferometro per la rivelazione di onde gravitazionali che presenta la banda passante pi`u am- pia. In particolare la differenza si evidenzia nella zona delle basse frequenze (ν ≈ 10 − −50 Hz) grazie ai complessi sitemi di sospensioni utilizzati per i

Figura 3.7: Veduta aerea del sito di Santo Stefano a Macerata nei pressi di Cascina nella provincia di Pisa. Sono indicati l’edificio centrale, il centro di controllo e i bracci dell’interferometro.

componenti ottici di VIRGO: i superattenuatori, di cui parleremo diffu- samente nel seguito.

In figura 3.7 presentiamo una vista aerea del sito, situato nella campagna nei pressi di Cascina in provincia di Pisa. Nella fotografia possiamo vedere i due bracci chilometrici dell’interferometro, l’edificio centrale, dove si trova il laser, il Michelson e lo specchio di ricircolo e l’edificio di controllo da dove vengono dirette tutte le operazioni sullo strumento.

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LIGO

Il progetto LIGO [60, 61] `e costituito da tre interferometri situati in due diverse zone degli Stati Uniti(figura 3.8). Il LIGO Livingstone Observatory (LLO), ospita un interferometro gravitazionale con braccia5 di 4km(detto 5_{Quando si parla di interferometro gravitazionale si intende un interferometro di Mi-}

chelson con braccia sostituite da cavit`a risonanti. La lunghezza delle braccia deve quindi essere intesa come lunghezza delle cavit`a Fabry-Perot terminali.

Figura 3.8: La mappa a sinistra illustra le posizioni dei due osservatori LIGO. A destra la curva di sensibilit`a di LIGO [60].

L1), mentre al LIGO Hanford Observatory (LHO) sono in funzione due in- terferometri: un gemello di L1 e uno di dimensioni ridotte con braccia di 2km. I tre interferometri sono allineati (a meno di rotazioni di 90o_{), in modo}

da rendere massima la probabilit`a di rivelazione in coincidenza.

La sensibilit`a di LIGO (figura 3.8) `e limitata dal rumore sismico per νgw∼ 50Hz, e dallo shot noise oltre i 10 kHz, la banda intermedia `< e do-

minata dal rumore termico. La massima sensibilit`a si ha entro una ban- da di frequenze δν ≈ 200 Hz, intorno a ν0 ≈ 200 Hz, e vale: ˜hmin ≈

2 · 10−23Hz−12.

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GEO600

L’interferometro GEO600 [62], situato nella campagna di Hannover, `e il primo progetto europeo, in senso cronologico, per la rivelazione interfero- metrica di onde gravitazionali. La lunghezza dei bracci risulta ≈ 600 m, si tratta quindi di un interferometro di dimensioni ridotte, con un campo osservativo ristretto al Gruppo Locale. Tuttavia GEO600 si rivela un prezio- sissimo strumento ausiliario per sperimentare nuove tecnologie per i grandi interferometri. La sensibilit`a di GEO `e limitata dalle dimensioni ridotte, la banda passante `e confrontabile con quella di LIGO (50–10000 Hz), la massima sensibilit`a si raggiunge entro una banda di frequenze δν ≈ 100 Hz

intorno a ν ≈ 600 Hz e vale ˜hmin ≈ 10−22.

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TAMA

TAMA [63] `e l’interferometro gravitazionale giapponese dotato di cavit`a Fabry-Perot di 300 m, situato a Kyoto. Le dimensioni ridotte rendono TA- MA sensibile a segnali provenienti dal solo Gruppo Locale. La massima sen- sibilit`a raggiunta risulta ˜hmin ≈ 5 · 10−21. Lo scopo principale di TAMA ri- siede nello sviluppo delle tecniche sperimentali necessarie per la realizzazione di un interferometro di grandi dimensioni come VIRGO o LIGO.

VIRGO, TAMA, LIGO e GEO hanno stretti rapporti di collaborazione; in partico- lare nel 2002 sono state effettuate delle misure in coincidenza fra i rivelatori LIGO, GEO e TAMA [61], dai dati raccolti `e stato fissato il limite superiore alla frequenza di coalescenza di sistemi binari compatti nella nostra galassia, che risulta ≈ 1 ogni 106 anni[61]. Una collaborazione pi`u ampia: GWIC (Gravitational Wave Inter- national Committee), comprende tutti i rivelatori di onde gravitazionali (barre ed interferometri) attivi nel mondo, ed ha lo scopo di creare un network mondiale per l’osservazione in coincidenza fra rivelatori di diverso tipo.

3.3.4

Progetti Futuri.

I progetti pi`u interessanti e ricchi di prospettive per la prossima generazione di interferometri gravitazionali sono sostanzialmente due:

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LCGT

Il progetto giapponese LCGT [64] (Large Cryogenic Gravitational Wave Telescope) prevede la realizzazione di un interferometro gravitazionale con bracci di 3 km dotato di tecnologia criogenica per abbassare la temperatura degli specchi e delle sospensioni, in modo da ridurre il contributo del rumore termico. Il sito prescelto per la collocazione di LCGT `e la miniera di Ka- mioka, nei pressi di Hosaka, che fu sede del prestigioso rivelatore di neutrini Kamiokande [65]. L’interferometro sar`a quindi posto al di sotto di ≈ 1000 metri di roccia; in questa condizione si dovrebbe avere un contributo del rumore sismico ridotto rispetto agli strumenti posti in superficie. Inoltre, lo strato di roccia, garantirebbe un buon isolamento contro gli sbalzi di tem- peratura.

Figura 3.9: Curva di sensibilit`a attesa per l’interferometro LCGT, nel box in alto a sinistra `e indicato il valore della potenza effettiva in circolo nell’interferometro e la frequenza a ciu si raggiunge la massima sensibilit`a.

re rispettivamente di 10 K e 20 K. Questi valori permettono di ridurre di un fattore ≈ 10 la minima ampiezza osservabile, ci`o renderebbe possibile l’osser- vazione del segnale di coalescenza di sistemi binari compatti entro distanze di ≈ 200 M pc, allargando circa di un fattore 10 l’orizzonte osservabile dai grandi interferometri a temperatura ambiente. A tale distanza la frequenza attesa per eventi di questo tipo `e ≈ 0.1–1 per ogni anno. LCGT dovrebbe raggiungere la massima sensibilit`a ˜hmin _{≈ 10}−24 _{per segnali di frequenza}

ν ≈ 200 Hz entro una banda δν ≈ 500 Hz. In figura 3.10 `e presentata la curva di sensibilit`a attesa per LCGT. Attualmente `e in via di realizzazione un prototipo di LCGT in dimensioni ridotte CLIO100 (cavit`a di 100 m),per informazioni pi`u dettagliate si rimanda a [64].

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LISA

Il progetto LISA (Laser Interferometer Space Antenna), nato da una col- laborazione ESA/NASA, prevede la messa in orbita di un interferometro gravitazionale, costituito da tre vascelli posti ai vertici di un triangolo equi- latero (figura 3.10), Il lancio `e previsto per il 2010. Non essendo ancorato al suolo LISA sarebbe immune dal rumore sismico alle basse frequenze, per-

Figura 3.10: A sinistra schema della configurazione geometrica e orbitale dell’interferometro LISA. A destra curva di sensibilit`a attesa per LISA, nel grafico sono indicate alcune sorgenti sorgenti di onde gravitazionali con le relative ampiezze del segnale associato.

mettendo cos`ı l’esplorazione della radiazione gravitazionale di fondo nella banda di frequenze δν10−4–10−1Hz, regione spettrale non osservabile dagli interferometri terrestri. LISA sarebbe inoltre capace di rivelare i segnali del- la coalescenza di sistemi binari di buchi neri massivi [43, 66], permettendo di ottenere preziose informazioni su questo tipo di strutture ancora poco note. In figura 3.10 viene presentata la curva di sensibilit`a attesa per LISA, calcolata integrando il segnale per un anno.

Capitolo 4

Il Progetto VIRGO.

Il progetto VIRGO [59] nasce da una collaborazione tra l’Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN) e l’ente di ricerca francese CNRS (Centre National de la Recherche Scientifique). Lo strumento `e costituito da un interferometro di Michelson di ≈ 6 m i cui specchi terminali sono costituiti da cavit`a Fabry-Perot di ≈ 3 km inoltre viene utilizzata la tecnica di ricircolo della luce precedentemente descritta. VIRGO `e situato nella campagna nei dintorni di Cascina, in provincia di Pisa.

4.1

Schema Ottico e Caratteristiche Genera-

li.

In figura 4.1 `e presentato lo schema ottico di VIRGO. Il laser `e di tipo Nd:YAG (Neodymium: Yttrium Aluminum Garnet) con lunghezza d’onda λ = 1064 nm e potenza 20 W .

Nello schema ottico viene presentato anche il sistema di stabilizzazione in frequenza del laser1 che, come vedremo nel seguito `e essenziale per il corretto funzionamento del rivelatore. Gli specchi devono avere un basso coefficiente di assorbimento, sia per ridurre al minimo le perdite, sia per contenere in modo efficiente le fluttua- zioni termiche della superficie, che deformando il fronte d’onda del laser generano rumore aggiuntivo.

Gli specchi sono tutti sospesi mediante superattenuatori, sistemi complessi di pen- 1_{La stabilizzazione in frequenza del laser viene effettuata in due passi: prima sulla cavit`a}

Figura 4.1: Schema ottico dell’interferometro VIRGO.

doli che permettono di limitare il rumore sismico a basse frequenze. La stru- mentazione ottica e i superattenuatori sono posti in condizione di vuoto spinto (10−9–10−10bar), per inciso la camera a vuoto di VIRGO `e la pi`u grande mai realizzata in Europa.