Космический микроволновый фон (CMB) предоставил нам информацию о происхождении Вселенной, поскольку это самое старое электромагнитное излучение, которое мы можем измерить. Точно так же существует фон гравитационных волн (GWB) , который представляет собой суперпозицию гравитационных волн, генерируемых различными астрофизическими и космологическими источниками, и может уйти во времени даже дальше, чем CMB, из-за слабой связи гравитационных волн (GW) и иметь значение. Примеры астрофизических источников включают отдаленные компактные двойные слияния (CBC) , которые не могут быть разрешены по отдельности, и сверхновые с коллапсом ядра. Теперь у нас есть предсказание диапазона интенсивностей фона, происходящего от далеких CBC, но фон от сверхновых с коллапсом ядра в настоящее время имеет неизвестную амплитуду, хотя он наверняка существует. Кроме того, есть еще несколько спекулятивных источников, таких как космические струны, инфляция и фазовые переходы первого порядка , которые являются несколькими примерами космологических источников. Обнаружение любого из этих фоновых источников ГВ стало бы крупным прорывом и обеспечило бы фундаментальное понимание астрофизических и/или космологических процессов.
Мы проанализировали данные первых трех сеансов наблюдений (O1, O2 и O3) Advanced LIGO и Advanced Virgo. Мы не смогли заявить об обнаружении, хотя мы установили более строгие верхние пределы силы GWB , чем были опубликованы ранее, из-за включения последних данных O3 . Мы повысили чувствительность нашего поиска, применив процедуру удаления лишнего шума. Во время этой процедуры мы убедились, что, насколько нам известно, не было коррелированного сигнала, исходящего от шумов окружающей среды, таких как инструментальные, геологические или антропогенные источники. Кроме того, мы уменьшили эффект громких сбоев . с помощью метода, называемого стробированием, который впервые использовался при поиске GWB, но является стандартным методом поиска CBC. Он состоит в обнулении каждого сбоя во временной области . Это также первый раз, когда мы включили данные интерферометра Virgo в дополнение к двум инструментам LIGO при поиске GWB. Данные этих интерферометров были взаимно коррелированы, а затем использованы для определения верхнего предела 95% достоверного уровня амплитуды GWB посредством байесовского вывода. Взаимная корреляция данных позволила нам удалить оставшийся шум окружающей среды из нашего анализа, предполагая, что он не коррелирует между интерферометрами. Совмещенные и совмещенные детекторы наиболее чувствительны к GWB, а также к локальным источникам шума. Таким образом, в чувствительности к GWB преобладает пара детекторов LIGO, которые наиболее близки к совмещению и совмещению, хотя они все же обеспечивают значительно меньшую чувствительность, чем максимальная. Вклад детектора Virgo в чувствительность составляет всего несколько процентов из-за его расстояния и ориентации по сравнению с детекторами LIGO. Благодаря неустанным усилиям всех ученых, улучшающих интерферометры, наш текущий верхний предел примерно в 5 раз лучше по сравнению с предыдущими результатами. Хотя часть этого улучшения связана просто с анализом большего количества данных, большая часть увеличения была связана с повышением чувствительности. Если бы интерферометры работали с той же чувствительностью, что и в O2, дополнительные данные привели бы только к улучшению верхнего предела менее чем в 2 раза.
Мы также искали глобально коррелированные магнитные шумы, известные как резонансы Шумана, просматривая измерения магнитного поля с помощью специальных датчиков, расположенных рядом с тремя интерферометрами. Идентификация резонансов Шумана необходима, потому что они могут выступать в качестве эффективного фона и, таким образом, «загрязнять» наш сигнал. Магнитные поля взаимодействуют с критическими частями интерферометра, например, с магнитами на торцевых зеркалах, используемых для управления зеркалами и, следовательно, интерферометром. Если эта связь достаточно сильна, она может имитировать наблюдаемый сигнал, когда смещение зеркала происходит не из-за проходящей ГВ, а из-за магнитных полей. Следовательно, резонансы Шумана могут вызывать высокие корреляции, которые могут привести к ошибочному заявлению об обнаружении GWB. Чтобы построить прогноз возможного магнитного загрязнения, нам нужны два ключевых ингредиента. Во-первых, это точные измерения магнитного поля на месте с помощью специальных датчиков. Второй – это измерение того, как эти магнитные поля взаимодействуют с нашими интерферометрами и, следовательно, имеют возможность войти в качестве «фальшивого сигнала GW». Чтобы определить эту связь, мы используем катушку для создания сильных магнитных полей вблизи интерферометра и наблюдаем их влияние на предполагаемый ложный сигнал GW, а также точно измеряем магнитные поля. Мы проверяем магнитное загрязнение двумя способами. Во-первых, мы ищем загрязнение в отдельных Чтобы определить эту связь, мы используем катушку для создания сильных магнитных полей вблизи интерферометра и наблюдаем их влияние на предполагаемый ложный сигнал GW, а также точно измеряем магнитные поля. Мы проверяем магнитное загрязнение двумя способами. Во-первых, мы ищем загрязнение в отдельных Чтобы определить эту связь, мы используем катушку для создания сильных магнитных полей вблизи интерферометра и наблюдаем их влияние на предполагаемый ложный сигнал GW, а также точно измеряем магнитные поля. Мы проверяем магнитное загрязнение двумя способами. Во-первых, мы ищем загрязнение в отдельных бины по частоте . Во-вторых, мы ищем возможность того, что сумма магнитных загрязнений в различных частотных бинах накапливается, чтобы дать результат, превышающий нашу чувствительность. Наш вывод состоит в том, что наши измеренные оценки коррелированного магнитного шума значительно ниже чувствительности, достигнутой нами в O3, как по отдельным частотам, так и с учетом суммы по нескольким частотам. Кроме того, мы внедрили структуру, основанную на байесовском выводе, для одновременной подгонки для GWB и резонансов Шумана в наших данных. В соответствии с другими нашими методами мы не находим ни сигнала от GWB, ни сигнала от резонансов Шумана. Тем не менее ожидается, что эта недавно разработанная структура окажется чрезвычайно полезной в будущих поисках, поскольку наша чувствительность еще больше возрастет.
Мы также определили верхние пределы для скалярного или векторного поляризованного фона ГВ. Это «запрещенные» поляризации в общей теории относительности (ОТО) , где разрешены только тензорно-поляризованные ГВ. Наблюдение альтернативных поляризаций указывало бы на то, что общую теорию относительности Эйнштейна следует изменить, сделав ее более сложной. Эти поиски поляризации за пределами GR выиграли от добавления данных Virgo, поскольку добавление большего количества детекторов в сеть может помочь различать разные поляризации. Мы не нашли свидетельств этих «запрещенных» поляризаций. Другие наблюдения ГВ также согласуются с ГВ, имеющими чисто тензорную поляризацию, в частности, наблюдение сигнала двойной нейтронной звезды GW170817.
Мы также используем модель для предсказания GWB из-за компактных двойных файлов, которые могут быть первым источником GWB, который могут обнаружить LIGO и Virgo, как обсуждалось здесь . Мы включили самые последние наблюдения из каталога LIGO-Virgo GWTC-2 . Мы обнаружили, что GWB потенциально может быть обнаружен обновленной версией существующих детекторов, известных как LIGO A+ и Advanced Virgo Plus. Мы также применили совместный анализ к GWB и наблюдениям за отдельными компактными двойными звездами. Поскольку GWB чувствителен к двойным слияниям на больших расстояниях, чем индивидуально обнаруживаемые компактные двойные системы, возможно, что измерения GWB могут улучшить измерения скорости слияния двойных черных дыр в ранней Вселенной. Хотя в O3 это не так, мы показываем, что GWB может быть полезен в будущих запусках.
Несмотря на то, что мы пока не смогли заявить об обнаружении GWB, этот анализ все еще был большим шагом вперед в нашей области. Многие функции были впервые введены в анализ, такие как включение данных с третьего интерферометра, использование стробирования для устранения сбоев, интеграция подгонки резонансов Шумана в одну непротиворечивую байесовскую структуру и использование модели для предсказания GWB из-за компактных двойных файлов. Эти новые функции могут оказаться критически важными для будущих поисков, когда мы достигнем чувствительности, чтобы заявить об обнаружении.
ГЛОССАРИЙ
- Космический микроволновый фон (CMB) : электромагнитное излучение, исходящее от ранней стадии Вселенной, также известное как «реликтовое излучение».
- Прогон наблюдений : период, в течение которого наши интерферометры работают в полную силу, собирая данные для последующего анализа. Третий сеанс наблюдений (O3) проходил с 1 апреля 2019 г. по 1 октября 2019 г., а затем был продолжен с 1 ноября 2019 г. по 27 марта 2020 г.
- Сила GWB : плотность энергии в гравитационных волнах. Это выражается как доля общей энергии во Вселенной в виде гравитационных волн.
- Сбой : всплеск шума в данных гравитационных волн, аналогичный треску статических помех, слышимых из динамика, который иногда можно спутать с реальным сигналом гравитационных волн или замаскировать его.
- Временная область : анализ математических функций или физических сигналов во времени.
- Взаимная корреляция : мера сходства двух (или более) наборов данных. Если обнаруживается корреляция данных двух отдельных детекторов гравитационных волн, это может свидетельствовать о наличии фона гравитационных волн (при условии исключения других возможных источников корреляции).
- Достоверный уровень : интервал, в пределах которого с определенной вероятностью попадает неопределенное значение параметра.
- Байесовский вывод : метод, который позволяет нам комбинировать новые данные с некоторыми знаниями, которые у нас уже есть (обычно называемыми априорной информацией), выраженными в виде вероятности. Комбинация используется для обновления наших текущих знаний, а также выражается как вероятность (апостериорная вероятность).
- Резонансы Шумана : чрезвычайно низкочастотные радиоволны, генерируемые молнией, которые остаются захваченными между поверхностью Земли и ионосферой, атмосферным слоем, начиная с высоты около 60 километров.
- Диапазоны частот : интервалы между выборками при анализе математических функций или физических сигналов по частоте, а не по времени.
- Гравитационно-волновая поляризация : геометрическая форма растяжения и сжатия пространства-времени, вызванного гравитационной волной при ее движении.
- Кривая чувствительности : Чувствительность детектора GW определяется большим количеством источников шума, соответствующих множеству различных физических явлений (например, сейсмический или электронный шум). Сумма всех этих источников шума определяет чувствительность детектора на каждой частоте, давая кривую его чувствительности.