Utente:Lorentelecheia/Draft Interferometro Virgo

Esperimento Virgo
Tipo	Collaborazione scientifica internazionale
Affiliazione internazionale	LVK (Collaborazione LIGO-Virgo-KAGRA)
Fondazione	1993
Fondatore	INFN-CNRS
Scopo	Rivelazione delle onde gravitazionali
Sede centrale	Osservatorio Gravitazionale Europeo
Area di azione	Ricerca di base
Spokesperson	Gianluca Gemme
Impiegati	910 da 39 diversi gruppi di ricerca (2025)
	Sito web
	Elemento Wikidata assente · Manuale

Interferometro VIRGO

L'interferometro Virgo è uno strumento scientifico di grande scala per la rivelazione delle onde gravitazionali. È siutato in Italia nel comune di Cascina, vicino Pisa. Il rivelatore è un interferometro di Michelson, il quale può rivelare le minuscole variazioni di lunghezza indotte dal passaggio di un'onda gravitazionale nei suoi due bracci lunghi 3 km ciascuno. L'enorme precisione richiesta è ottenuta usando molti e diversi sistemi per isolare lo strumento dal mondo esterno, tra i quali tenere gli specchi e la strumentazione in ultra alto vuoto e sospendendoli usando dei complessi sistemi di pendoli.

Nei periodi che intercorrono tra un periodo osservativo di presa dati e l'altro, il rivelatore viene aggiornato in modo da aumentare la sua sensibilità. Questi periodi osservativi sono pianificati in collaborazioni con gli altri rivelatori gravitazionali attualmente in operazione, come i due LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatories) negli Stati Uniti e il giapponese KAGRA (Kamioka Gravitational Wave Detector). Difatti, la collaborazione e cooperazione tra diversi rivelatori è cruciale per la rivelazione delle onde gravitazionali e la localizzazione precisa delle sorgenti astrofisiche che le originano.

Virgo fu concepito e costruito quando le onde gravitazionali erano solo una predizione teorica della Relatività Generale. Il progetto, che prende il nome dall'Ammasso della Vergine,^[1] fu approvato nel 1992 e la costruzione fu completata nel 2003. Dopo divesi anni di miglioramenti senza rivelazioni, fu spento nel 2011 per permettere l'installazione degli aggiornamenti che l'avrebbero portato alla versione di seconda generazione "Advanced Virgo". Nel 2015, la prima rivelazione di onde gravitazionali fu fatta dai due rivelatori LIGO mentre Virgo si trovava ancora in una fase di aggiornamento. Riprese le osservazione all'inizio di Agosto 2017, facendo la sua prima rivelazione il 14 agosto insieme ai due rivelatori LIGO. Questa fu seguita pochi giorni dopo dalla rivelazione dell'onda gravitazionale GW170817, generata dalla fusione di due stelle di neutroni, che rimane (al 2024) l'unica osservata anche con metodi classici di osservazione (ottico, raggi gamma, raggi X e radiotelescopi).

Virgo è situato presso l'Osservatorio Gravitazionale Europeo (EGO), un consorzio fondato dal Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS, Francia) e dall'Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN, Italia). La collaborazione Virgo, che riunisce 910 membri in 20 nazioni, opera il rivelatore e definisce la strategia e la politica per il suo utilizzo e il suo aggiornamento. Le collaborazioni LIGO e Virgo hanno condiviso i propri dati tra di loro dal 2007. Dal 2019 sono condivisi anche con KAGRA, formando la collaborazione LVK (LIGO-Virgo-KAGRA).

Organizzazione

L'interferometro Virgo è gestito dal consorzio EGO, creato nel Dicembre del 2000 dal Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS, Francia) e dall'Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN, Italia). Nikhef, l'istituto olandese per la fisica nucleare e delle alte energie, si unì successivamente prima come osservatore e diventò poi un membro a tutti gli effetti nel 2021. Istituti dalla Polonia, Spagna e Belgio si unirono ad EGO come osservatori nel 2023: gli istituti belgi FWO e FNRS diventarono poi membri effettivi nel 2025. EGO è responsabile per l'area dove sorge Virgo ed è responsabile per il commissioning, la manutenzione, il funzionamento e gli aggiornamenti del rivelatore. Per metonimia, ci si riferisce talvolta al luogo stesso come EGO in quanto il quartier generale del consorzio si trova ubicato nella stessa sede dell'esperimento Virgo. Uno degli obiettivi principali di EGO è di promuovere la ricerca sulla gravità in Europa. Tra il 2018 e il 2024 il budget di EGO è fluttuato tra i 9 e gli 11.5 milioni di euro l'anno.

La Collaborazione Virgo consiste di tutti i ricercatori e le ricercatrici che lavorano su i vari aspetti del rivelatore. Alla fine del 2024 la Collaborazione Virgo era composta da circa 910 membri provenienti da 165 diversi istituti di ricerca in 21 paesi: Italia, Francia, Paesi Bassi, Polonia, Spagna, Belgio, Germania, Ungheria, Portogallo, Grecia, Repubblica Ceca, Danimarca, Irlanda, Principato di Monaco, Svizzera, Brasile, Burkina Faso, Cina, Israele, Giappone e Corea del Sud.

La Collaborazione Virgo fa parte della più grande Collaborazione LIGO-Virgo-KAGRA (LVK), che raccoglie scienziati e scienziate dagli altri maggiori esperimenti di onde gravitazionali per analizzare i dati in maniera congiunta, il che è cruciale per la rivelazione delle onde gravitazionali. La Collaborazione LVK iniziò nel 2007 come Collaborazione LIGO-Virgo, e si espanse nel 2019 quando si unì anche KAGRA.

Caso scientifico

Virgo è stato progettato per rivelare onde gravitazionali emesse da sorgenti astrofisiche nell'universo che possono essere classificate in tre diverse categorie:

Sorgenti transienti: oggetti rivelabili solo per un breve periodo. Le sorgenti principali in questa categoria sono coalescence di binarie compatte (CBC) da buchi neri binari (o stelle di neutroni) che si stanno fondendo, i quali emettono un segnale che cresce rapidamente e che diventa rivelabile solo negli ultimi secondo prima della fusione. Altre possibili sorgenti di onde gravitazionali di breve durata sono le supernovae, le instabilità in oggetti astrofisici compatti o sorgenti esotiche come ad esempio le stringhe cosmiche.
Sorgenti continue: emettono un segnale rilevabile su un lungo periodo di tempo. I candidati principali sono le stelle di neutroni in rapida rotazione (pulsars), che possono emettere onde gravitazionali se non sono perfettamente sferiche (ad esempio, se ci sono delle piccole "montagne" sulla loro superficie).
Fondo stocastico: un tipo di segnale generalmente continuo che è diffuso su grandi regioni di cielo piuttosto che provenire da una singola sorgente. Può consistere di un grande numero di sorgenti indistinguibili dalle categorie precedenti (fondo stocastico astrofisico), o essere originato nei primissimi momenti di vita dell'universo (fondo stocastico primordiale).

La rivelazione delle onde gravitazionali da queste sorgenti è un nuovo modo di osservarle (spesso con informazioni differenti rispetto ai metodi classici di osservazione con i telescopi) e di esaminare proprietà fondamentali della gravità come la polarizzazione delle onde gravitazionali, possibili lenti gravitazionali, misurare la costante di Hubble o determinare se i segnali osservati sono descritti correttamente dalla Relatività Generale.

Storia

Il progetto Virgo fu approvato nel 1992 dal CNRS francese e l'anno successivo dall'INFN italiano. La costruzione del rivelatore iniziò nel 1996 a Santo Stefano a Macerata vicino Cascina, in provincia di Pisa, e fu completata nel 2003. Dopo diversi periodi osservativi nei quali non fu osservato nessun segnale di onde gravitazionali, l'interferometro fu spento nel 2011 per iniziare un periodo di aggiornamento come parte del progetto Advanced Virgo. Riprese le osservazioni nel 2017 e fece le sue prime due rivelazioni poco dopo insieme ai due rivelatori americani LIGO.

Concezione

Sebbene il concetto delle onde gravitazionali fosse stato presentato da Albert Einstein nel 1916, progetti con l'idea di rivelarle seriamente iniziarono sono verso la fine degli anni 60 del Novecento. I primi fuorono le barre di Weber, inventate da Joseph Weber; sebbene potessero in principio rivelare onde gravitazionali, nessuno degli esperimenti che le utilizzò ebbe successo. Tuttavia, diedero l'impulso alla creazione di gruppi di ricerca dedicati alle onde gravitazionali.

L'idea di un grande rivelatore interferometrico iniziò a guadagnare credibilita' durante i primi anni 90 del Novecento. Il progetto Virgo fu concettualizzato dal ricercatore italiano Adalberto Giazotto e dal francese Alain Brillet dopo che si incontrarono a Roma nel 1985. Un fattore chiave che pose Virgo a sé stante rispetto agli altri progetti fu l'obiettivo di rivelare segnali alle basse frequenze (intorno ai 10 Hz), mentre la maggior parte dei progetti si concentravano sulle alte frequenze intorno ai 500 Hz. In molti erano convinti a quel tempo che le osservazioni a bassa frequenza non erano possibili: solamente l'Italia e la Francia iniziarono a lavorare sul progetto, che venne proposto pe la prima volta nel 1987. Il nome Virgo venne coniato poco dopo in riferimento all'ammasso della Vergine, simboleggiando l'obiettivo del progetto di rivelare onde gravitazionali provenienti da oltre la nostra galassia. Dopo l'approvazione del CNRS e dell'INFN, la costruzione dell'interferometro iniziò nel 1996 con l'obiettivo di iniziare le osservazioni nel 2000.

Il primo scopo di Virgo era quello di rivelare direttamente le onde gravitazionali, la cui esistenza era stata già evidenziata in modo indiretto dalle tre decadi di studio del sistema binario di Hulse-Taylor PSR 1913+16. L'osservazione della diminuzione del periodo orbitale di questo sistema binario di pulsar era in accordo con l'ipotesi che il sistema stava perdendo energia emettendo onde gravitazionali.

Rivelatore Virgo iniziale

Il rivelatore Virgo fu costruito, messo in funzione operativo durante i primi anni del 2000, raggiungendo il valore di sensibilità previsto. Questo validò le sue scelte di design e dimostrò che i grandi interferometri era dispositivi promettenti per rivelare onde gravitazionali in un'ampia banda di frequenze. Questa fase è a volte chiamata come "Virgo iniziale" o "Virgo originale".

La costruzione del rivelatore Virgo iniziale fu completata nel giugno del 2003 e dopo quattro anni di commissioning vi furono diversi periodi di presa dati (detti "run scientifici") tra il 2007 e il 2011. Alcuni di questi periodi vennero fatti insieme ai due rivelatori LIGO, locati negli Stati Uniti presso Hanford (Washington) e Livingston (Louisiana). Ci fu uno spegnimento di alcuni mesi nel 2010 per un aggiornamento del sistema di sospensioni di Virgo, in cui i fili originali delle sospensioni di acciaio vennero sostituite da fibre di vetro per ridurre il rumore termico. La presa dati con il nuovo sistema di sospensioni continuò per diversi mesi ma non venne registrato nessun segnale di onda gravitazione. Il rivelatore venne quindi spento nel Settembre del 2011 per iniziare l'installazione di tutta una serie di miglioramenti.

Rivelatore Advanced Virgo

Il rivelatore Advanced Virgo aveva l'obiettivo di migliorare la sensibilità e la distanza da cui un segnale può essere rivelato di un fattore 10, permettendo di esplorare un volume di universo 1000 volte più grande rendendo quindi la rivelazione delle onde gravitazionali più probabile. Beneficiò molto dell'esperienza acquisita con il rivelatore iniziale e degli avanzamenti tecnologici.

Il rivelatore Advanced Virgo mantenne per il sistema da vuoto la stessa infrastruttura del Virgo iniziale, ma il resto dell'interferometro venne aggiornato. Quattro criotrappole addizionali vennero aggiunte alla fine di entrambi i bracci dell'interferometro per intrappolare le particelle residue provenienti dalle torri dove erano installati gli specchi. I nuovi specchi erano più grandi, con un diametro di 35 cm e un peso di 40 kg, e le loro performance ottiche erano state migliorate. Gli elementi ottici usati per controllare l'interferometro erano messi sotto vuoto su montature sospese. Un sistema di ottica adattiva fu installato per correggere le aberrazioni degli specchi in situ. Nel piano originale, era previsto che la potenza del laser raggiungesse i 200 W nella sua configurazione finale.

Advanced Virgo iniziò la fase di commissioning nel 2016, unendosi ai due rivelatori LIGO (che erano passati attraverso una fase di aggiornamento simile con Advanced LIGO, e avevano fatto la loro prima rivelazione nel 2015) il 1 Agosto 2017. I run osservativi durante l'era di Advanced Virgo sono pianificati dalla collaborazione LVK con lo scopo di massimizzare il tempo osservativo con diversi rivelatori. Sono stati etichettati con gli identificativi da O1 a O5: Advanced Virgo iniziò a partecipare a questi periodi di presa dati verso la fine del run O2. LIGO e Virgo rivelarono il segnale GW170814 il 14 Agosto 2017, che fu annunciato il 27 Settembre di quell'anno. Fu la prima fusione di due buchi neri osservata sia da LIGO che da Virgo, e la prima rivelazione in assoluto per Virgo.

Il segnale GW170817 fu rivelato sia da LIGO che da Virgo il 17 Agosto 2017. Questo segnale, prodotto dagli ultimi minuti di due stelle di neutroni spiraleggianti una vicino all'altra fino alla fusione, fu il primo segnale osservato di fusione di un sistema binario di due stelle di neutroni e la prima osservazione di onde gravitazionali confermata da osservatori non gravitazionali. Fu rivelato anche il lampo gamma generatosi, e i telescopi ottici scoprirono più tardi una kilonova corrispondente alla fusione delle due stelle di neutroni.

Questo box: vedi • disc. • mod.

2016 —

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2018 —

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2020 —

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2022 —

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2024 —

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2026 —

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2028 —

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2030 —

O1

O2

O3

O4a

O4b

O4c

O5
(plan)

LIGO

Virgo

KAGRA

Timeline of the gravitational wave observation periods from the LIGO, Virgo interferometer and KAGRA detectors

Dopo l'installazione di ulteriori aggiornamenti e miglioramenti, Virgo ha iniziato il terzo periodo osservativo (O3) nell'Aprile 2019. Tale presa dati sarebbe dovuta durare un anno, ma fu interrotta in anticipo il 27 Marzo 2020 a causa della pandemia di COVID-19.

Gli aggiornamenti successivi ad O3 sono parte del programma Advanced Virgo+, diviso in due parti: la prima è in preparazione del periodo osservativo O4, mentre la seconda è in vista del successivo O5. La prima fase si è concentrata sulla riduzione del rumore quantistico introducendo un laser più potente, migliorando la luce squeezing già introdotta nel precedente O3, aggiungendo una nuova cavità ottica detta di "riciclo del segnale" per ottimizzare la sensibilità ad una specifica banda di frequenza. Inoltre, sono stati installati intorno agli specchi dei sensori sismici per lo studio e la caratterizzazione del rumore sismico alle basse frequenze. La seconda fase ha lo scopo di provare a ridurre il rumore termico degli specchi cambiando la propagazione del fascio laser in modo da aumentare la sua dimensione sugli specchi (diffondendo l'energia su un'area più grande e quindi riducendo la temperatura) e migliorando il coating degli specchi. Inoltre, gli specchi terminali sono previsti essere più grandi, il che richiede un miglioramento del sistema delle sospensioni. Ulteriori miglioramenti per ridurre il rumore quantistico sono previsti anche in questa seconda fase, estendendo e migliorando quelli già implementati nella prima.

Il quarto periodo osservativo (O4) era previsto che iniziasse a Maggio 2023 e che avrebbe avuto una durata di 20 mesi, includendo una pausa per un periodo di commissioning fino a due mesi. L'11 Maggio 2023 Virgo annunciò che non si sarebbe unito all'inizio di O4 in quanto l'interferometro non era abbastanza stabile per raggiungere la sensibilità richiesta; inoltre, uno degli specchi doveva essere sostituito, il che avrebbe richiesto diverse settimane di lavoro. Virgo quindi non si unì alla prima parte di O4 (definita poi O4a e conclusa il 16 Gennaio 2024) in quanto raggiunse un massimo di sensibilità di 45 MPc invece degli 80-115 inizialmente previsti; riuscì invece ad unirsi alla seconda parte della presa dati (O4b), che iniziò il 10 Aprile 2024, con una sensibilità tra i 50 e i 55 MPc. A Giugno 2024 venne annunciato che O4 sarebbe durato fino al 9 Giugno 2025 in modo da dare ulteriore tempo alla preparazione degli aggiornamenti per O5. Il programma venne ulteriormente rivisto a Gennaio 2025, con l'aggiunta di una sospensione della presa dati ad Aprile 2025 ed un'estensione del run fino al 7 Ottobre 2025 per recuperare il tempo della pausa. Queste due ultime estensioni del run sono designate come O4c, iniziato ufficialmente il 28 Gennaio 2025.

Futuro

Il rivelatore verrà nuovamente spento dopo la presa dati di O4 per l'installazione di nuovi miglioramenti, che dovrebbero includere il miglioramento del coating degli specchi. Un quinto run osservativo O5 dovrebbe iniziare verso la fine del 2027. L'obiettivo per la sensibilità di Virgo (inizialmente fissato a 150-260 MPc) è in corso di ridefinizione alla luce delle sue prestazioni durante O4. I piani per il suo ingresso in O5 dovrebbero essere resi pubblici nella prima metà del 2025.

Nessun piano ufficiale è stato annunciato per il futuro di Virgo dopo O5, anche se sono stati suggeriti diversi progetti per migliorare il rivelatore: i piani attuali della collaborazione sono noti come progetto Virgo_nEXT.

Lo strumento

Principio di rivelazione

Animazione della rivelazione di un'onda gravitazionale con un interferometro come Virgo. Per migliorare la visualizzazione dell'effetto, lo spostamento degli specchi e le differenze di fase sono amplificati rispetto ad un caso reale, e il tempo è rallentato di oltre un fattore 10.

In Relatività Generale, un'onda gravitazionale è una perturbazione dello spazio-tempo che si propaga alla velocità della luce, deformando leggermente lo spazio-tempo stesso e modificando il percorso di propagazione della luce. Questo cambiamento può essere rivelato con un interferometro di Michelson, nel quale la luce emessa da un laser viene divisa in due fasci che viaggiano in direzioni ortogonali tra loro e che vengono riflessi da uno specchio alla fine di ogni braccio. Quando passa l'onda gravitazionale, essa altera in maniera diversa il cammino percorso dai due fasci laser. I due fasci vengono poi ricombinati, e la figura d'interferenza risultante dalla loro ricombinazione viene misurata con un fotodiodo. Poichè la deformazione indotta dall'onda gravitazionale è estremamente piccola, risulta essenziale un'estrema precisione nel posizionamento degli specchi, nella stabilità del laser, nelle misure condotte e nell'isolamento dalle sorgenti di rumore esterne.

Laser e sistema di iniezione

Il laser (la sorgente di luce dello strumento) deve essere molto potente e stabile sia in frequenza che in ampiezza. Per soddisfare questi requisiti, il fascio laser viene originato da un laser molto stabile a bassa potenza. La luce da questo laser passa attraverso diversi amplificatori, che ne aumentano la potenza fino ad un fattore 100. Nell'ultima configurazione del rivelatore Virgo iniziale furono raggiunti 50 W di potenza di uscita, aumentati fino a 100 W durante il run osservativo O3 dopo gli aggiornamenti della fase Advanced Virgo. Il rivelatore Virgo originale aveva un sistema laser "master-slave", dove il laser "master" è utilizzato per stabilizzare un laser "slave" ad alta potenza. Il laser master era un Nd:YAG, mentre quello slave uno ND:YVO4. La configurazione di Advanced Virgo usa un laser a fibra, con uno stadio di amplificazione fatto anch'esso di fibre, in modo da migliorare la robustezza del sistema. Nella sua configurazione finale prevede di combinare la luce di due lasers per raggiungere la potenza richiesta. La lunghezza d'onda del laser è di 1064 nanometri, sia nell'attuale configurazione Advanced Virgo che in quella del Virgo iniziale.

Questo fascio laser è inviato dentro l'interferometro dopo essere passato attraverso il sistema di iniezione, che ne assicura la sua stabilità, aggiusta la sua forma e potenza, e lo posiziona nella maniera coretta per l'ingresso nell'interferometro. Il sistema di iniezione include il cosiddetto "input mode cleaner", una cavità lunga 140 metri progettata per migliorare la qualità del fascio stabilizzandone la frequenza, rimuovendo l'eventuale propagazione di luce indesiderata e riducendo l'effetto del disallineamento del laser. Comprende anche un isolatore di Faraday che impedisce alla luce di ritornare al laser, e un telescopio di "mode-matching" che adatta la dimensione e la posizione del fascio prima che entri nell'interferometro.

Specchi

I grandi specchi nei bracci dell'interferometro sono le ottiche più critiche. Esse includono i due specchi terminali posti alla fine dei 3 km di ogni braccio dell'interferometro e i due specchi di ingresso posti vicino l'inizio dei bracci. Questi specchi formano una cavità ottica risonante in ogni braccio, all'interno della quale la luce rimbalza migliaia di volte prima di tornare sul beam splitter: in questo modo si massimizza l'effetto del segnale dell'onda gravitazionale nel percorso del laser e si ha inoltre un notevole aumento della potenza della luce circolante nei bracci. Questi specchi, progettati proprio per Virgo, sono cilindri fatti di un vetro estremamente puro, con un diametro di 35 cm ed uno spessore di 20 cm. Durante il processo di fabbricazione, gli specchi sono lucidati a livello atomico in modo evitare il più possibile la diffusione (e la conseguente perdita) di luce. Si aggiunge successivamente un coating riflettente, che consiste di un riflettore di Bragg prodotto con la tecnica dell'ion beam sputtering. Gli specchi alla fine dei bracci riflettono quasi tutta la luce incidente, con meno dello 0.002% perso ad ogni riflessione.

Gli altri due specchi principali nel layout ottico dell'esperimento sono:

Lo specchio di ricircolo di potenza, posizionato tra il laser ed il beam splitter. Poichè la maggior parte della luce è riflessa verso il laser dopo che dai bracci ritorna sul beam splitter, questo specchio ri-inietta la luce dentro l'interferometro permettendo di aumentare la potenza nei bracci.
Lo specchio di ricircolo del segnale, posizionato verso l'uscita dell'interferometro, che ri-inietta parte del segnale dentro l'interferometro (la trasmissione di questo specchio è circa del 40%). Con piccoli aggiustamenti di questo specchio, il rumore quantistico può essere ridotto in una parte della banda di frequenza di interesse e (di conseguenza) aumentato in un'altra: questo rende possibile regolare la risposta dell'interferometro per certe frequenze. La configurazione in cui dovrebbe essere utilizzato è a banda larga, con una riduzione del rumore alle alte e basse frequenze ed un aumento a quelle intermedie. La riduzione del rumore alle alte frequenze è di particolare interesse per lo studio del segnale appena prima e dopo la fusione di un oggetto astrofisico compatto.

Superattenuatori

Per mitigare il rumore sismico che si potrebbe propagare negli specchi, facendoli oscillare e di conseguenza oscurando potenziali segnali di onde gravitazionali, le ottiche sono sospese con un sistema particolarmente complesso. Gli specchi principali sono sospesi da quattro fibre sottili fatte di silice che sono attaccate ad una serie di attenuatori. Questo superattenuatore, alto circa 8 metri, è posto in vuoto. I superattenuatori limitano qualunque fonte di disturbo agli specchi e permettono di indirizzare con grande precisione il posizionamento e l'orientazione dello specchio. Il banco ottico con le ottiche di iniezione utilizzate per adattare il fascio laser, come anche i banchi ottici utilizzati per la rivelazione della luce, sono anch'essi sospesi in vuoto per limitare il rumore sismico e acustico. Nella configurazione di Advanced Virgo, la strumentazione utilizzata per rivelare i segnali di onde gravitazionali (fotodiodi, camere e le elettroniche associate) è installata su diversi banchi sospesi in vuoto.

La progettazione del superattenuatore è basata sull'attenuazione passiva del rumore sismico, che si ottiene collegando diversi pendoli, ognuno dei quali è un oscillatore armonico. Essi hanno una frequenza di risonanza (che diminuisce con la lunghezza del pendolo) oltre la quale il rumore viene smorzato. Collegando diversi pendoli si riduce il rumore fino a dodici ordini di grandezza, introducenzo frequenze di risonanza che sono più alte di quella di un singolo pendolo lungo. La più alta frequenza di risonanza è intorno ai 2 Hz, che fornisce una riduzione significativa del rumore iniziando dai 4 Hz e raggiunge il livello necessario a rivelare le onde gravitazionali intorno ai 10 Hz. Il sistema è limitato in questo rumore nella banda di frequenza risonante sotto i 2 Hz, dove non è filtrato e può generare ampie oscillazioni; questo viene mitigato da un sistema di attenuazione attivo, che include sensori che misurano il rumore sismico e attenuatori che controllano il superattenuatore in modo da controbilanciare il rumore.

Sistema di rivelazione

Parte della luce laser presente nelle cavità nei bracci dell'interferometro è inviata dal beam spliter verso il sistema di rivelazione. L'interferometro lavora vicino la cosiddetta "frangia scura", una condizione nella quale pochissima luce viene inviata verso l'uscita del rivelatore; la maggior parte è rimandata indietro verso l'input, dove viene raccolta e ri-immessa nel rivelatore dallo specchio di ricircolo di potenza. Una frazione di questa luce verso l'uscita è riflessa indietro dallo specchio di ricircolo del segnale, mentre la parte rimanente arriva al sistema di rivelazione. Qui passa prima attraverso l' "output mode cleaner", che analogamente all' "input mode cleaner" filtra i cosiddetti "modi di ordine superiore" (luce laser che si propaga in un modo non voluto, tipicamente a causa di piccoli difetti presenti negli specchi). Infine arriva ai fotodiodi che misurano l'intensità della luce laser. Sia l'output mode cleaner che i fotodiodi sono sospesi e in vuoto.

Intricate optics, with a person nearby for scale — Banco del sistema di rivelazione dell'interferometro Virgo prima della sua installazione nell'Aprile 2015. È largo 88 cm e ospita l'output mode cleaner (il fotodiodo è posizionato su un altro banco).

Per il run osservativo O3 è stata introdotta una sorgente di vuoto "squeezed" (proposta per la prima volta nel 1981 da Carlton Caves) in modo da ridurre il rumore quantistico (una della maggiori limitazioni alla sensibilità del rivelatore). Quando si sostituisce il vuoto standard con uno squeezed, le fluttuazioni di una quantità sono ridotte al costo di aumentare quelle di un'altra quantità a causa del principio di indeterminazione di Heisenberg. Le due quantità in questione in Virgo (e negli altri rivelatori interferometrici di onde gravitazionali) sono l'ampiezza e la fase della luce laser.

Durante O3 è stato implementato il cosiddetto squeezing "indipendente dalla frequenza", che riduce lo shot noise (dominante alle alte frequenze) al costo di aumentare la pressione di radiazione (la quantità "coniugata" dello shot noise, dominante alle basse frequenze ma non limitante per la sensibilità del rivelatore). Grazie all'iniezione del vuoto squeezed, il rumore quantistico è stato ridotto di 3.2 dB alle alte frequenze il range del rivelatore è aumentato del 5-8%.

Lo squeezing può essere ancora più efficace con l'utilizzo di una apposita cavità (lunga 285 metri) chiamata cavità di filtraggio. Grazie ad essa si ha la generazione del cosiddetto squeezing "dipendente dalla frequenza", che viene ottimizzato in modo da agire per ridurre contemporaneamente lo shot noise alle alte frequenze e la pressione di radiazione alle basse frequenze.

Infrastruttura

Vista aerea del sito di Virgo, in cui nota il braccio ovest (in alto) e parte del braccio nord (sulla destra), insieme ai diversi edifici che compongono il sito
Panorama dell'ingresso al sito di Virgo
Il braccio nord di Virgo, la cui lunghezza è pari a 3 chilometri
In primo piano, l'edificio contenente la sala di controllo del rivelatore e il centro di calcolo locale
L'edificio centrale, al cui interno si trovano la maggior parte delle componenti cruciali per il funzionamento dello strumento
La cavità dell'input mode-cleaner cavity (sulla sinistra) e il braccio ovest (sulla destra)

Visto dall'alto, il rivelatore Virgo presenta una forma ad L con i suoi bracci di 3 chilometri perpendicolari tra di loro. All'intersezione dei due bracci si trova l'edificio centrale, che contiene la maggior parte delle componenti fondamentali di Virgo, incluso il laser, il beamsplitter e gli specchi di input. Lungo il braccio ovest, un edificio ospita la cavità dell'input mode-cleaner. Gli specchi finali sono locati in un edificio apposito situato alla fine di ogni braccio dell'interferometro. A sud del braccio ovest sono presenti diversi ulteriori edifici che ospitano uffici, officine, il centro di calcolo del sito e la sala di controllo del rivelatore.

I tunnel dei bracci dell'interferometro contengono i tubi nei quali i fasci laser viaggiano in vuoto. Virgo ospita uno dei sistemi di ultra-alto vuoto più grandi di Europa, con un volume di circa 6800 metri cubi. I due bracci lunghi 3 km sono fatti di tubi di acciaio con un diametro di 1.2 m, all'interno dei quali la pressione residua è un millesimo di miliardesimo di un'atmosfera (cento volte inferiore rispetto a quella del rivelatore Virgo iniziale). Le molecole di gas residuo (principalmente idrogeno ed acqua) hanno un impatto limitato sul cammino del fascio laser. Grandi valvole a saracinesca sono situate alle estremità di entrambi i bracci, isolandoli se necessario dalle torri che ospitano gli specchi: in questo modo il lavoro può essere svolto nelle torri (solitamente in vuoto anche loro) senza rompere l'ultra-alto vuoto nei bracci. Queste torri sono divise in due sezioni, con pressioni differenti. I tubi subiscono un processo, noto come baking, in cui sono scaldati a 150 °C per rimuovere particelle indesiderate dalle loro superfici. Sebbene le torri sono state sottoposte allo stesso processo di baking durante il rivelatore Virgo iniziale, oggi per prevenire la contaminazione di queste particelle si utilizzano trappole criogeniche.

A causa dell'alta potenza circolante nell'interferometro, i suoi specchi (nonostante abbiano un valore di assorbimento estremamente basso) sono soggetti agli effetti termici indotti dal laser. Questi effetti possono causare la deformazione dell'ottica per dilatazione (effetto di deformazione termo-elastica) o per cambiamento dell'indice di rifrazione (effetto di lente termica), portando l'interferometro fuori dal punto di lavoro ottimale con conseguente impatto sulla stabilità del rivelatore. Questi effetti vengono mitigati dal Sistema di Compensazione Termica (Thermal Compensation System, TCS), che include sensori di fronte d'onda Hartmann per misurare le aberrazioni ottiche, e due attuatori: laser a CO2 che, riscaldando con un pattern adeguato la superficie dello specchio, correggono l'effetto di lente termica; riscaldatori anulari (Ring Heaters) che invece correggono il raggio di curvatura dello specchio (modificato dalla deformazione termo-elastica) riportandolo al valore nominale. La TCS corregge anche i cosiddetti "difetti freddi": difetti permanenti introdotti negli specchi durante il processo di produzione. Durante il run osservativo O3, la TCS ha aumentato la potenza circolante nell'interferometro del 15%.

Un'altra componente importante è il sistema di controllo della luce diffusa (ogni luce che non segue il cammino nominale all'interno dell'interferometro per via di dispersione sulla superficie degli specchi o per riflessioni indesiderate). La ricombinazione della luce diffusa con il fascio laser principale dell'interferometro può essere una sorgente di rumore significativa, spesso difficile da tracciare e da modellizzare. La maggior parte dei tentativi di mitigazione della luce diffusa si basano su lastre assorbenti (note come baffles) posizionate vicino le ottiche e dentro i tubi da vuoto. Vengono inoltre prese delle precauzioni aggiuntive per fare in modo che i baffles non interferiscano con il lavoro dell'interferometro.

Per stimare la risposta del rivelatore all'onda gravitazionale e ricostruire correttamente il segnale è necessario effettuare un'opportuna calibrazione: questo implica muovere in maniera controllata gli specchi e misurare il risultato. Durante l'era del rivelatore Virgo iniziale, questo si otteneva principalmente facendo muovere un pendolo sul quale era sospeso lo specchio tramite delle bobine per generare una campo magnetico che andasse ad interagire con i magneti fissati sul pendolo stesso. Questa tecnica è stata utilizzata fino al run osservativo O2. Per O3, il metodo di calibrazione principale è diventato la calibrazione fotonica (PCal), che era stato un metodo di calibrazione secondario per validare i risultati usando un laser ausiliario per spostare gli specchi con la pressione di radiazione. Un metodo noto come calibrazione Newtoniana (NCal) è stato introdotto alla fine di O2 per validare i risultati ottenuti con PCal; questo metodo si affida alla gravità per muovere lo specchio attraverso il posizionamento di una massa rotante ad una distanza specifica da esso. All'inizio della seconda parte di O4, NCal è diventato il metodo principale di calibrazione per via delle sue migliori prestazioni rispetto a PCal, il quale è ancora utilizzato per validare i risultati di NCal e sondare le frequenze più alte che sono inaccessibili per NCal.

Lo strumento richiede inoltre un efficiente sistema di acquisizione dati che gestisca i dati misurati all'output dell'interferometro e dai sensori sul sito, scrivendoli in opportuni files che vengano poi subito distribuiti per l'analisi dati. Per questo scopo sono stati sviluppati negli anni dell'elettronica hardware e software appositamente dedicati.

Rumore e sensibilità

Sorgenti di rumore

Il rivelatore Virgo è sensibile a diverse sorgenti di rumore che limitano la sua abilità nel rivelare segnali di onde gravitazionali. Alcune di queste agiscono su grandi intervalli di frequenza e limitano la sensibilità complessiva del rivelatore, tra le quali:

rumore sismico (ogni moto del terreno dovuto a sorgenti come le onde del Mar Mediterraneo, il vento o l'attività umana), generalmente alle frequenze molto basse fino ai 10 Hertz (Hz);
rumore termico degli specchi e dei fili delle loro sospensioni: si traduce in un movimento (non voluto) dello specchio o della sospensione, che limita il rivelatore nella regione da alcune decine ad alcune centinaia di Hz;
rumore quantistico: include il rumore shot del laser (corrispondente a fluttuazioni nella potenza ricevuta dai fotodiodi) rilevante sopra alcune centinaia di Hz, e la pressione di radiazione (data dalla pressione esercitata dal laser sullo specchio) che invece è rilevante alla basse frequenze, sebbene non sia un rumore limitante come i precedenti;
rumore Newtoniano, causato da piccole fluttuazioni nel campo gravitazionale terrestre che influenza la posizione dello specchio; questa sorgente è rilevante sotto i 20 Hz.

In aggiunta a queste sorgenti di rumore che impattano su un ampio intervallo di frequenza, ve ne sono altre che inficiano su frequenze specifiche. Queste includono una sorgente di rumore a 50 Hz (e alle successive armoniche a 100, 150 e 200 Hz), che corrisponde alla frequenza della rete elettrica Europea; "modi di violino" a 300 Hz (e diverse armoniche), corrispondenti alla frequenza di risonanza delle fibre della sospensione (che può vibrare ad una frequenza specifica, come fa la corda di un violino); linee di calibrazione, che appaiono quando gli specchi vengono mossi per fare le calibrazioni con i metodi descritti in precedenza.

Ulteriori sorgenti di rumore possono avere un impatto limitato o a beve termine: ad esempio cattive condizioni atmosferiche o terremoti possono temporaneamente aumentare il livello del rumore. Artefatti di breve durata possono apparire nei dati a causa dei molti possibili problemi dello strumento e vengono solitamente chiamati "glitches". Si stima che circa il 20% degli eventi rivelati sono impattati da questi glitches, il che richiedere l'utilizzo di specifici metodi di processamento dei dati per mitigare il loro impatto.

Sensibilità del rivelatore

A graph — Curva di sensibilità del rivelatore Virgo da 10 Hz a 10 kHz ad Agosto 2011. La sua forma è tipica: il rumore termico del pendolo di sospensione dello specchio domina alle basse frequenze, mentre la risalita della curva alle alte frequenze è dovuta al rumore shot del laser. Nel mezzo ci sono risonanze e rumori strumentali, inclusi la frequenza di 50 Hz della rete elettrica e le sue armoniche.

La sensibilità del rivelatore è funzione della frequenza: è rappresentata da una curva che corrisponde allo spettro di potenza del rumore (o allo pettro di ampiezza, la radice quadrata dello spettro di potenza). Più la curva è bassa, maggiore è la sensibilità. Virgo è un rivelatore a banda larga la cui sensibilità va da alcuni Hz a 10 kHz. Una sua curva di sensibilità del 2011 è rappresentata in scala logaritmica.

La misura più comune della sensibilità di un rivelatore di onde gravitazionali è la distanza di rivelamento, definita come la distanza a cui un obiettivo di riferimento produce un rapporto segnale-rumore di 8 nel rivelatore. Solitamente come obiettivo di riferimento si utilizza un sistema binario di stelle di neutroni, entrambe con una massa di 1.4 masse solari, mentre la distanza viene generalmente espressa in Megaparsec (Mpc). La distanza di rivelamento per Virgo durante il run osservativo O3 è stata tra i 40 e i 50 Mpc. Va comunque sottolineato che questa distanza è un indicatore, non quella massima del rivelatore: difatti, segnali da sorgenti più massive hanno un'ampiezza maggiore e possono quindi essere rivelati da distanze maggiori.

La sensibilità di un rivelatore scala circa come ${\frac {1}{L\times {\sqrt {P}}}}$ , dove $L$ è la lunghezza delle cavità nei bracci dell'interferometro e $P$ è la potenza laser sul beam splitter. Per migliorarla, queste quantità devono essere aumentate. Questo si ottiene con lunghi bracci dell'interferometro e cavità ottiche al loro interno (per massimizzare l'esposizione al segnale) e ricircolo della potenza per aumentare la potenza circolante nel rivelatore.

Analisi dati

Una parte importante delle risorse della collaborazione Virgo è dedicata allo sviluppo e all'implementazione dei software di analisi dati progettati per processare l'output del rivelatore. Ad eccezione del software di acquisizione dati e degli strumenti per distribuire i dati, lo sforzo su questa parte è condiviso con i membri delle collaborazioni LIGO e KAGRA in quanto parte della più grande collaborazione LIGO-Virgo-KAGRA (LVK).

I dati del rivelatore sono inizialmente disponibili solo per i membri della collaborazione LVK. Segmenti di dati intorno agli eventi rivelati sono rilasciati alla pubblicazione del relativo articolo scientifico, mentre tutti i dati sono rilasciati dopo un periodo predeterminato (attualmente fissato a 18 mesi). Durante il terzo run osservativo O3, questo ha prodotto due rilasci separati di dati (O3a e O3b) corrispondenti ai primi e agli ultimi sei mesi della presa dati. I dati sono poi generalmente disponibili sulla piattaforma GWOSC (Gravitational Wave Open Science Center).

L'analisi dei dati richiede una varietà di tecniche che mirano ad identificare segnali da diverse tipi di sorgenti. La maggior parte degli sforzi è dedicata alla rivelazione e all'analisi delle fusioni di oggetti compatti (l'unico tipo di sorgente rivelata fino ad ora). Il software di analisi analizza i dati in cerca di questo tipo di eventi, con un'infrastruttura dedicata utlizzata per allertare online la comunità scientifica. Ulteriori analisi sono portate avanti offline dopo il periodo di acquisizione dati, incluse ricerche di sorgenti continue, di un fondo stocastico, o analisi più approfondite degli eventi rivelati.

Risultati scientifici

Map of the entire sky using the Mollweide projection, showing two areas corresponding to the localization of an event using only the 2 LIGO detectors, and using both LIGO and Virgo. The area with the 3 detectors is smaller by a factor 20. — Localizzazione dell'evento GW170814 con i due rivelatori LIGO e con l'intera rete di rivelatori. L'aggiunta di Virgo permette una localizzazione più precisa.

Virgo ha rivelato per la prima volta un segnale gravitazionale durante il secondo run osservativo O2 dell'era dei rivelatori "Advanced" (nel primo di questi run, O1, soltanto i rivelatori LIGO erano operativi). L'evento rivelato, denonimato GW170814, era una coalescenza di due buchi neri. Questo segnale fu anche il primo evento rivelato da tre diversi rivelatori, permettendo una localizzazione molto più precisa rispetto agli eventi di O1. Ha inoltre permesso di eseguire la prima misura conclusiva di polarizzazione delle onde gravitazionali, fornendo evidenza contro polarizzazioni diverse da quelle previste dalla relatività generale.

L'evento fu seguito poco dato dal più noto GW170817, la prima fusione di due stelle di neutroni rivelata dai rivelatori di onde gravitazionali e (fino ad oggi) l'unico evento con una rivelazione confermata di una controparte elettromagnetica nei raggi gamma, nella banda ottica, radio e nei raggi X. Non è stato osservato nessun segnale in Virgo, ma la sua assenza è stata comunque cruciale per vincolare in maniera più stringente la localizzazione dell'evento, permettendo di escludere regioni di cielo dove il segnale sarebbe invece stato visibile nei dati di Virgo. Questo evento, che ha coinvolto oltre 4000 astronomi, ha migliorato la comprensione delle fusioni delle stelle di neutroni e messo limiti più stringenti sulla velocità della gravità.

Sono state condotte diverse ricerche per onde gravitazionali continue nei precedenti run osservativi. Le ricerche nei dati del run osservativo O3 hanno incluso ricerche in tutte le zone di cielo, ricerche mirate verso Scorpius X-1 e diverse pulsars note (come la pulsars del Granchio o quella delle Vele), e una ricerca diretta verso i resti di supernova Cassiopeia A e Vela Jr. e il centro galattico. Sebbene nessuna di queste ricerche abbia identificato un segnale, hanno comunque permesso di mettere dei limiti superiori su alcuni parametri; in particolare, è stato trovato che la deviazione da una sfera rotante perfetta per le pulsars note vicine è al più di 1 mm.

Virgo è stato incluso nelle ultime ricerche per un fondo stocastico con LIGO, combinando i risultati del run osservativo O3 con quelli di O1 e O2 (in cui si sono usati solo i dati di LIGO). Non è stato osservato nessun fondo stocastico, ma si sono migliorati i limiti precedenti sull'energia di questo fondo di un ordine di grandezza.

Sono state anche ottenute stime della costante di Hubble. La miglior stima allo stato attuale è 68+12-8 km s⁻¹ Mpc⁻¹, ottenuta combinando risultati dai buchi neri binari e dall'evento GW170817. Questo risultato è consistente con altre stime della costante, ma non preciso abbastanza per risolvere il dibattito attuale sul suo valore esatto.

Divulgazione scientifica

La collaborazione Virgo partecipa in diverse attività che promuovono la comunicazione e l'istruzione sulle onde gravitazionali per il pubblico. Un esempio di queste attività sono i tour guidati alle strutture di Virgo per le scuole, le università e il pubblico. Tuttavia molte attività di divulgazione hanno luogo fuori dal sito di Virgo: queste includono lezioni pubbliche e corsi sulle attività di Virgo, partecipazione a festival scientifici, sviluppo di metodi e dispositivi per la comprensione pubblica delle onde gravitazionali e degli argomenti ad esse collegati. La collaborazione Virgo è inoltre coinvolta in diversi progetti artistici, che spaziano da progetti visuali come "Il ritmo dello spazio" al Museo della Grafica a Pisa e "On Air" al Palais di Tokyo a concerti. Le attività includono la promozione dell'uguaglianza di genere nella scienza, evidenziando nelle comunicazioni al pubblico il ruolo delle donne che lavorano in Virgo.

Note

^ Virgo Interferometer for the Detection of Gravitational Waves, su eoportal.org, 1º April 2019.

[1] Virgo Interferometer for the Detection of Gravitational Waves, su eoportal.org, 1º April 2019.

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