¿Cómo sería un detector de ondas gravitacionales de kHz? (montañas en magnetares de milisegundos) ¿En qué se diferenciaría de LIGO/Virgo?

En principio, no es muy diferente a LIGO, ya que LIGO es sensible a las ondas gravitacionales de kHz. Pero debe encontrar formas de aumentar la sensibilidad a frecuencias de kHz, sin comprometer la respuesta a frecuencias más bajas, o tal vez sin tener una respuesta sintonizable. Es probable que estas mejoras vengan con una mayor potencia del láser y desarrollos en la óptica y los revestimientos de los espejos.

La detección de ondas gravitacionales (GW) está limitada a altas frecuencias por la longitud (o la longitud efectiva, con un ingenioso despliegue de espejos) y a bajas frecuencias por diversas fuentes de ruido, incluido el "ruido de presión de radiación", que es una consecuencia ineludible del uso de potentes ondas. láseres para hacer la detección.

En términos generales, para obtener la máxima sensibilidad a 1 kHz (LIGO es más sensible a 100 Hz), hace que la longitud del brazo del interferómetro sea igual a un cuarto de la longitud de onda GW (o la longitud total de la trayectoria de la luz que se va a medir).$\lambda_{\rm GW}/2$). Esto asegura que todas las perturbaciones en la longitud del brazo se "suman" mientras la luz láser está en tránsito. Por lo tanto, para una frecuencia GW de 1 KHz, eso significa$L \simeq 75$km (o un recorrido total de 150 km).

Eso está bien: algo del tamaño de LIGO se puede hacer de manera tan larga haciendo rebotar la luz hacia arriba y hacia abajo en los brazos unas 10 veces, que es mucho menos que el$\sim 270$tiempos que usa LIGO para obtener sensibilidad a frecuencias más bajas.

Las fuentes de ruido a 1 kHz se limitan principalmente a un simple "ruido de disparo" debido al número finito de fotones en el rayo láser. Por lo tanto, necesitaría aumentar la potencia en el divisor de haz utilizando un láser más potente para empezar o empleando técnicas de reciclaje inteligentes para amplificar esa potencia dentro de los brazos del interferómetro.

En LIGO utilizan un láser con una potencia de unos 40W, repartidos entre dos brazos. Los brazos de 4 km forman resonadores Fabry Perot que aumentan esto en un factor de 270, pero esa no es la potencia en el divisor de haz. Desde el punto de vista del divisor de haz, los brazos FP son aproximadamente 0,97 veces más reflectantes. Para amplificar la potencia en el divisor de haz, coloque un espejo de reciclaje antes del divisor de haz, con una reflectividad de 0,97. Esto permite que toda la potencia se transmita a la cavidad del brazo FP, pero también amplifica la potencia entre el divisor de haz y el espejo de entrada FP en un factor de aproximadamente 35.

En la actualidad, LIGO está ajustado para tener un alto factor de amplificación en los brazos FP y una modesta ganancia de reciclaje de energía, que está limitada por la reflectividad efectiva de la cavidad FP debido a las pérdidas en las superficies reflectantes.

Para obtener más potencia en el divisor de haz, manteniendo la sensibilidad a 100 Hz, se necesitarían grandes mejoras en la tecnología de espejos y recubrimientos de espejos; mejoras en la estabilidad del láser a alta potencia y el uso inteligente de técnicas de "vacío comprimido" que pueden, en cierta medida, dar forma al perfil de frecuencia del ruido, lo que permite mejoras modestas en el ruido del disparo a expensas del ruido de la presión de radiación en frecuencias más bajas. Por ejemplo, al minimizar las pérdidas en los espejos, uno podría hacer que los brazos FP sean más reflectantes, lo que permite una mayor ganancia de reciclaje (lo que se traduce en$(1-R)^{-1}$).

Incluso sin estas mejoras, podría ajustar LIGO para que funcione mejor a 1 kHz, a expensas de su respuesta a frecuencias más bajas. La ganancia de 270 no se realiza a altas frecuencias. Podría bajar esto a alrededor de 20, lo que aumentaría la reflectividad de los brazos FP a alrededor de 0.997 al reducir las pérdidas (que aumentan con la cantidad de veces que rebota la luz) y luego podría usar un espejo de reciclaje de energía más reflectante y obtener un poder impulso de reciclaje de 330. Esto le daría un factor de$\sqrt{10}$en SNR a 1kHz a costa de perder un factor de 10 de sensibilidad a 100Hz.

Hay muchos más detalles en la documentación técnica del Telescopio Einstein . Este detector GW de tercera generación propuesto funciona con el mismo principio que LIGO, pero con mejoras. Contará con varios interferómetros en forma de "V" para mejorar su respuesta direccional y eliminar puntos muertos; utilizará láseres más potentes; operará criogénicamente para mejorar la sensibilidad a bajafrecuencias; tendrá 2 interferómetros dentro de cada conjunto de brazos, sintonizados para frecuencias bajas y altas respectivamente, como he indicado anteriormente; tendrá brazos de 10 km y utilizará espejos más masivos para reducir los efectos de la presión de radiación y otros ruidos de desplazamiento a bajas frecuencias; y está proponiendo grandes desarrollos en tecnología óptica (por ejemplo, pérdidas de espejo a 1 ppm) para aumentar la potencia y obtener una respuesta de alta frecuencia.

Para complementar brevemente la respuesta de Rob, hay al menos un concepto que se plantea para un detector de ondas gravitacionales que apunta explícitamente a ondas gravitacionales de kilohercios y sacrifica la sensibilidad a frecuencias más bajas: el Observatorio de materia extrema de estrellas de neutrones (NEMO) . Se espera que dicho observatorio se una a la red mundial a fines de la década de 2020 o principios de la de 2030, proporcionando una sensibilidad en el régimen de alta frecuencia comparable a los verdaderos detectores de tercera generación que llegarán más adelante en la década de 2030 (consulte la Figura 1 para ver el curvas de ruido).

Las estadísticas vitales de dicho observatorio se presentan en la Tabla 1 del documento vinculado, y verá que, de hecho, no son muy diferentes de los parámetros LIGO actuales: los brazos tienen 4 km de largo, pero la potencia del láser aumenta a 500 W. (4.5MW de potencia circulando en los brazos), y hay algunos recubrimientos nuevos y elegantes para lograr la sensibilidad de alta frecuencia a expensas de la parte de frecuencia más baja de la banda. Las masas de prueba también se enfrían a ~150 K, mientras que LIGO/Virgo funcionan a temperatura ambiente.