Все три прямых детектора, пульсарные датчики времени, космические интерферометры и наземные интерферометры используют один и тот же принцип для обнаружения гравитационных волн (ГВ). Измерьте изменение расстояния между двумя объектами из-за прохождения GW. Амплитуда ГВ пропорциональна деформации$h = \Delta L / L$, изменение длины, деленное на общую длину.

Ключевое различие между всеми тремя экспериментами заключается в$L$. LIGO и другие наземные интерферометры, такие как Virgo и KAGRA , имеют километровую шкалу с длиной плеча$L\sim 10^3$м. LISA , предлагаемый космический интерферометр на орбите Земли, отстающей от Солнца, имеет предполагаемую длину плеча в гигаметровом масштабе.$L\sim 10^9$м. PTA, такие как International Pulsar Timing Array (IPTA), отслеживают расстояние между Солнечной системой и миллисекундными пульсарами в нашей галактике. Типичные расстояния PTA составляют килопарсекы,$L\sim 10^{19}$м.

Поскольку напряжение$\Delta L/L$, для измерения одной и той же деформации каждый эксперимент имеет разные цели$\Delta L$чувствительность. С более длинными руками вы можете измерить гораздо меньшую деформацию, но только в том случае, если сможете добиться того же$\Delta L$чувствительность.

Шум

Ограничивающим фактором для любого детектора является случайный шум, конкурирующий с сигналами, которые вы хотите обнаружить. Каждый из трех экспериментов имеет различные ограничения, влияющие на наименьшие$\Delta L$они могут наблюдать. Уровень шума различен на каждой возможной частоте ГВ, поэтому шум определяет, какие частоты ГВ может обнаружить конкретный эксперимент.

Эти ограничения суммированы на этом графике кривых чувствительности GW с http://gwplotter.com/ . Черные кривые показывают чувствительность к деформации каждого эксперимента. Любой источник GW, создающий напряжение, превышающее кривую, может быть обнаружен.

Наземные и космические интерферометры

Интерферометры, как наземные, так и космические, имеют одинаковые ограничения по шуму.

Обратите внимание, что наклон черной линии для LIGO и LISA одинаков на правом конце каждой кривой? Это связано с тем, что каждый эксперимент ограничен фотонным дробовым шумом на высокой частоте ГВ. По сути, сколько фотонов вы можете поймать, когда проходит одна длина волны GW. GW с более высокой частотой дают вам меньше времени для сбора фотонов, поэтому вы получаете меньше и, следовательно, менее точное измерение расстояния. Вы можете бороться с этим эффектом, начав с большего количества фотонов, используя более мощный лазер. Это одно из улучшений, сделанных при переходе с начальной версии LIGO на расширенную.

Еще одним ограничением фотонного дробового шума является то, что по мере того, как лазерный луч проходит большее расстояние, он распространяется. Меньшее количество первоначально испущенных фотонов попадет в конечный детектор. Например,$1$лазер с микронной длиной волны и шириной излучаемого луча$1$см будет распространяться на радиус$100$км над рукавами LISA Gm. Это огромная потеря мощности. При той же частоте GW LISA может собирать гораздо меньше фотонов, поэтому она гораздо менее чувствительна к высокочастотным GW, чем LIGO.

На низких частотах ГВ два интерферометра ограничены шумом ускорения их тестовых масс. По сути, не-ГВ источники заставляют массы прыгать.

Для LIGO ограничивающим фактором является сейсмическое движение. Люди иногда называют крутой наклон на низкочастотном конце кривой чувствительности LIGO «сейсмической стеной». Наземные детекторы приложили геркулесовы усилия, чтобы достичь уровней сейсмоизоляции, которые у них есть, но для наблюдения все более и более низких частот GW в какой-то момент вам просто нужно оторваться от Земли. Всплеск кривой чувствительности LIGO вызван механическим резонансом в системе сейсмоизоляции. Небольшие вибрации на этой частоте усиливаются, эффективно ослепляя LIGO на этой конкретной частоте.

В космосе у вас нет сейсмического движения, с которым можно было бы конкурировать, но другие эффекты все еще могут сотрясать ваши тестовые массы. В частности, электромагнитные связи с космическим аппаратом, который экранирует тестовую массу, могут вызывать низкочастотный шум. Низкочастотный наклон LISA гораздо более плавный, потому что космос обеспечивает гораздо более чистую низкочастотную среду.

LIGO не может обнаруживать низкие частоты GW из-за сейсмического движения, а LISA не может обнаруживать высокие частоты GW, потому что у него слишком мало фотонов для подсчета.

Временные массивы Pulsar

Чтобы использовать PTA для обнаружения GW, вам необходимо сравнить ожидаемое время прихода радиоимпульса от пульсара с его фактическим временем прихода. Если бы радиотелескоп и пульсар находились в совершенном покое друг относительно друга, а радиоимпульсы излучались бы совершенно регулярно и распространялись бы в идеальном вакууме, это было бы легко. На практике это не так просто

Земля движется вокруг Солнца, и у многих миллисекундных пульсаров есть двойные спутники. Центр масс Солнечной системы движется в галактике относительно центра масс системы пульсаров. Это необходимо учитывать в модели ожидаемого времени прихода импульсов. Импульсы распространяются через межзвездную среду, которая незначительно изменяет скорость радиоволн. Межзвездная среда также движется, поэтому эффект дисперсии со временем меняется. Собственная яркость пульсара также влияет на возможность точного измерения времени прихода импульса.

Это не значит, что PTA не работают, они работают. Они просто представляют принципиально иную проблему шума, чем интерферометры. К счастью, люди намного умнее меня работали над этим годами.

Кривая чувствительности для IPTA на графике не слишком детализирована, но она показывает два важных ограничения (хотя другие не показаны).

На низкочастотном конце он идет прямо вверх. Это представляет собой конечную продолжительность времени наблюдения. Чтобы измерить сигнал с периодом в один год, нужно наблюдать не менее одного года. Поскольку PTA систематически собирают специализированные высокоточные данные о пульсарах в течение примерно 15 лет ( НАНОГрав начал свою работу в 2004 г.), это означает, что существует жесткое ограничение низких частот на$f \sim 1/15\,\mathrm{yr} \approx 2\times 10^{-9}$Гц (вторая буква «Н» в НАНОграв означает наногерц).

На высокочастотном конце ГВ наклон определяется белым шумом радиометров в радиотелескопах, наблюдающих пульсары. Эта кривая чувствительности предполагает, что модели ожидаемого времени прихода импульсов совершенны, а любые отклонения от фактического времени прихода вызваны неопределенностью измерений в радиотелескопах (или GW). Это похоже на фотонный дробовой шум. Индивидуальная яркость импульсов и регулярность их формы являются ключевыми факторами этого эффекта.

В действительности прогнозы ожидаемого времени прихода не идеальны, поэтому мы ожидаем, что чувствительность достигнет нижнего предела и снова начнет подниматься, как кривые LIGO и LISA, прежде чем достичь отсечки низких частот. Если мы неверно смоделировали движение Земли или пульсара, это будет то же самое, как если бы неизвестная сила сотрясала тестовые массы детектора, добавляя низкочастотный шум.

В этой статье Hazboun (и др.) проделана грязная работа по расчету гораздо более реалистичной кривой чувствительности для 11-летнего набора данных NANOGrav. Он учитывает все детали отдельных моделей и свойства шума для более чем 30 пульсаров.

Зеленая кривая здесь является более реалистичной версией черной кривой IPTA на исходном графике чувствительности выше. Всплеск на кривой происходит на частоте$f=1\,\mathrm{yr}^{-1}$. Движение Земли вокруг Солнца ограничивает способность PTA измерять эту конкретную частоту.

Источники ГВ

Поскольку каждый эксперимент нацелен на другую полосу частот GW, каждый из них имеет разные потенциальные источники. Вторая часть графика чувствительности представляет собой ожидаемую нагрузку от этих источников. Неважно, что все они не одинаково чувствительны, потому что источники дают разные штаммы. В частности, низкочастотные бинарные источники более массивны и, следовательно, громче.

У каждого осциллятора есть частоты, на которых он сильно резонирует, а есть — нет. Детали могут усложниться, но общий масштаб зависит от размера осциллятора: большие объекты не стремятся двигаться так же быстро, как маленькие. Вы видели это, если когда-либо смотрели на причудливые аудиоколонки, в которых есть большой «басовик» для создания низкочастотных звуков и меньший «твитер» для воспроизведения высокочастотных звуков.

Земные детекторы гравитационных волн имеют масштаб длины 3 км и наиболее чувствительны к частотам около 100 Гц. Эта шкала частот задается установкой 40-килограммовых зеркал , и планы сделать LIGO более чувствительным к более медленным частотам включают использование более тяжелых тестовых масс в зеркалах.

Ваш рисунок включает в себя поиски гравитационных волн, которые проходят через поля пульсаров. Идея состоит в том, чтобы искать изменения в частотах вращения пульсаров, поскольку гравитационная волна вносит периодические эффекты замедления времени. Я предполагаю, что размер отдельного пульсара на самом деле ненамного больше, чем размер земного детектора гравитационных волн, но единственная временная информация, которую мы получаем от пульсаров, — это радиосигнал с типичным периодом около секунды. («Быстрые» пульсары могут быть миллисекундами.) Требуется много импульсов, чтобы быть уверенным в небольшом изменении их времени, поэтому обсерватории на основе пульсаров тем более чувствительны, чем дольше они работают. Но для уверенного наблюдения гравитационной волны с периодом в год может потребоваться десятилетие. (Сравните с миссией по поиску планет «Кеплер»,

Доказательства гравитационных волн в космическом микроволновом фоне будут основаны на свойствах областей пространства размером со скопления галактик. Очень большой. Очень медленно.