Как будет выглядеть детектор гравитационных волн кГц? (горы на миллисекундных магнетарах) Чем это будет отличаться от LIGO/Virgo?

В принципе, мало чем отличается от LIGO, поскольку LIGO чувствителен к гравитационным волнам кГц. Но вам нужно найти способы повысить чувствительность на частотах в кГц без ущерба для отклика на более низких частотах или, возможно, иметь настраиваемый отклик. Эти улучшения, вероятно, будут связаны с увеличением мощности лазера и развитием оптики и зеркальных покрытий.

Обнаружение гравитационных волн (ГВ) ограничено на высоких частотах длиной (или эффективной длиной при хитром развертывании зеркал), а на низких частотах - различными источниками шума, в том числе "шумом радиационного давления", который является неизбежным следствием использования мощных лазеры для обнаружения.

Грубо говоря, чтобы получить максимальную чувствительность на частоте 1 кГц (LIGO наиболее чувствителен на частоте 100 Гц), вы делаете длину плеча интерферометра равной четверти длины волны ГВ (или общей длины пути света,$\lambda_{\rm GW}/2$). Это гарантирует, что все возмущения длины руки «суммируются» во время прохождения лазерного луча. Таким образом, для частоты GW 1 кГц это означает$L \simeq 75$км (или общий путь 150 км).

Это нормально - что-то размером с LIGO можно эффективно сделать такой длинной, отражая свет вверх и вниз по плечу примерно 10 раз, что намного меньше, чем$\sim 270$раз, что LIGO использует для получения чувствительности на более низких частотах.

Источники шума на частоте 1 кГц в основном ограничиваются простым «дробовым шумом» из-за конечного числа фотонов в лазерном луче. Таким образом, вам нужно будет увеличить мощность светоделителя, используя для начала более мощный лазер или используя умные методы повторного использования, чтобы усилить эту мощность в плечах интерферометра.

В LIGO они используют лазер мощностью около 40 Вт, разделенный между двумя руками. 4-километровые лучи образуют резонаторы Фабри Перо, которые увеличивают это в 270 раз, но это не мощность светоделителя. С точки зрения светоделителя, плечи FP имеют отражательную способность примерно в 0,97 раза. Чтобы усилить мощность светоделителя, перед светоделителем поместите повторное зеркало с коэффициентом отражения 0,97. Это позволяет передавать всю мощность в полость плеча FP, но также усиливает мощность между светоделителем и входным зеркалом FP ​​примерно в 35 раз.

В настоящее время LIGO настроен на высокий коэффициент усиления в плечах FP и скромный коэффициент рециркуляции мощности, который ограничен эффективной отражательной способностью резонатора FP из-за потерь на отражающих поверхностях.

Чтобы получить большую мощность светоделителя при сохранении чувствительности на уровне 100 Гц, потребуются большие улучшения в технологии зеркал и зеркальных покрытий; улучшения стабильности лазера при высокой мощности и разумное использование методов «сжатого вакуума», которые могут в некоторой степени формировать частотный профиль шума, позволяя незначительно улучшить дробовой шум за счет шума радиационного давления на более низких частотах. Например, сведя к минимуму потери в зеркалах, можно сделать плечи FP более отражающими, что позволит получить больший прирост рециркуляции (что происходит как$(1-R)^{-1}$).

Даже без этих улучшений вы могли бы настроить LIGO так, чтобы он лучше работал на частоте 1 кГц за счет его отклика на более низких частотах. Прирост 270 не реализован на высоких частотах. Вы можете снизить это значение примерно до 20, что увеличит отражательную способность плеч FP примерно до 0,997 за счет уменьшения потерь (которые увеличиваются в зависимости от того, сколько раз свет отражается вокруг), а затем можно использовать зеркало с большей отражающей способностью и получить мощность. ускорение переработки 330. Это даст вам фактор$\sqrt{10}$в SNR на частоте 1 кГц за счет потери чувствительности в 10 раз на частоте 100 Гц.

В технической документации телескопа Эйнштейна содержится гораздо больше деталей . Предлагаемый детектор GW третьего поколения работает по тому же принципу, что и LIGO, но с некоторыми улучшениями. Он будет иметь несколько интерферометров в форме буквы «V» для улучшения направленности и устранения мертвых зон; будут использоваться более мощные лазеры; он будет работать криогенно для улучшения чувствительности при низкихчастоты; у него будет 2 интерферометра в каждом наборе плеч, настроенных на низкие и высокие частоты соответственно, как я указал выше; он будет иметь 10-километровые плечи и использовать более массивные зеркала для уменьшения влияния радиационного давления и других шумов смещения на низких частотах; и он предлагает большие разработки в области оптических технологий (например, потери зеркала при 1 ppm) для увеличения мощности и получения высокочастотного отклика.

Чтобы кратко дополнить ответ Роба, существует по крайней мере одна концепция детектора гравитационных волн, который явно нацелен на килогерцовые гравитационные волны и жертвует чувствительностью к более низким частотам: Обсерватория экстремальной материи нейтронной звезды (NEMO) . Есть надежда, что такая обсерватория присоединится к глобальной сети к концу 2020-х или началу 2030-х годов, обеспечивая чувствительность в высокочастотном режиме, сравнимую с настоящими детекторами третьего поколения , которые появятся позднее в 2030-х годах (см. шумовые кривые).

Жизненно важные статистические данные такой обсерватории представлены в таблице 1 связанной статьи, и вы увидите, что они действительно не сильно отличаются от текущих параметров LIGO: длина ветвей составляет 4 км, но мощность лазера увеличена до 500 Вт. (мощность 4,5 МВт, циркулирующая в ветвях), а также несколько причудливых новых покрытий и некоторое сжатие для достижения высокочастотной чувствительности за счет более низкочастотной части полосы. Тестовые массы также охлаждаются до ~150К, тогда как LIGO/Virgo работают при комнатной температуре.