stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
VIRGO 간섭계
장비 > 일반 설계 > 탐지 원리

일반 상대성 이론에서 중력파는 빛의 속도로 전파되는 시공간의 섭동이다. 따라서 시공간을 약간 휘게 하여 광 경로를 국부적으로 변경한다.
수학적으로 말하면,  h가 들어오는 중력파의 진폭 (작다고 가정),  L 은 빛이 순환하는 광학 공진기의 길이일 때, 중력파로 인한 광학 경로의 변화  \delta L 에 관한 공식은 다음과 같다. {\frac {\delta L}{L}}=C\times h여기서   C\leq 1 는 캐비티와 간섭계로 입사해 들어오는 중력파가 전파되는 방향 사이의 상대적인 방향에 따라 달라지는 기하학적 요소이다. 즉, 길이의 변화는 캐비티의 길이와 중력파의 진폭 모두에 비례한다.
장비 > 일반 설계 > 간섭계

Virgo 간섭계는 반사경이 매달려 있는 마이켈슨 간섭계이다. 입사된 레이저는 45도 기울어져 설치된 빔 스플리터에 의해 두 개의 빔으로 나뉜다. 두 개의 빔은 간섭계의 두 개의 수직 암에서 전파되어 팔의 양단에 설치된 반사경에 의해 반사되어 빔 스플리터에서 재결합하여 간섭을 생성하는데, 이는 포토다이오드에 의해 감지된다. 여기에 들어오는 중력파는 팔에 있는 레이저 빔의 광학 경로를 변경하므로 포토다이오드에 의해 기록되는 간섭 패턴이 변경된다.
이러한 사실은, 간섭계에 설치되어 있는 다수의 거울이 제 위치에 "고정"되어야 함을 의미한다. 거울이 움직이면 광학 캐비티 길이가 변경되고 기기 출력 포트에서 판독되는 간섭 신호도 변경된다. 기준점에 대한 거울의 위치와 그 정렬은 길이 방향으로 1/10 나노미터, 각도에 대해 몇 나노 라디안 수준보다 더 높은 정밀도로 실시간으로 정확하게 모니터된다. 검출기가 민감할수록 최적의 작동 지점은 좁아진다. 다수의 거울이 자유롭게 움직일 수 있는 초기 구성에서 모든 거울이 작동 위치에 도달하도록 하는 것은 제어 시스템의 어려운 숙제이다. 간섭계에서 조절이 가능한 모든 부분을 조정하려면 일련의 복잡한 단계가 요구된다. 작동 지점에 도달하면 최적의 구성을 유지하기 위해 수정된 사항이 지속적으로 적용된다.
따라서 중력파일 가능성이 있는 파동에 의해 유도된 신호는 간섭계 출력에서 감지된 광 강도 변화에 "내장"된다. 그러나 일반적으로 노이즈로 표시되는 몇 가지 외부 원인은 간섭 패턴을 영구적으로 크게 변경한다. 이를 제거하거나 완화하기 위해 아무 조치도 취하지 않으면 예상되는 물리적 신호가 노이즈에 묻혀 감지할 수 없게 된다. 따라서 Virgo 및 LIGO와 같은 검출기의 설계에는 측정에 영향을 줄 수 있는 모든 노이즈 소스에 대한 자세한 인벤토리가 필요하므로 노이즈를 최대한 줄이기 위한 강력하고 지속적인 노력이 필요하다.단일 광학 공동이 아닌 간섭계를 사용하면 중력파에 대한 검출기의 감도를 크게 향상시킬 수 있다. 실제로, 간섭 측정을 기반으로 하는 이 구성에서는, 하나의 공동의 길이에 비례하지 않고 2팔의 길이의 차이에 의존하게 되므로, 일부 실험 노이즈의 기여도는 크게 감소한다.
또한 간섭계 구성은 전파 방향을 가로지르는 평면에서 중력파에 의해 유도된 미분 효과로부터 이점을 얻는는데, 이는 광학적 길이  L이  \delta L만큼 변화하면, 동일한 길이의 수직 광학 경로는  -\delta L (크기는 같지만 부호는 반대)만큼 변경된다. 그리고 마이켈슨 간섭계의 출력 포트에서의 간섭은 두 팔의 길이 차이에 따라 달라진다. 따라서 측정된 효과는 단순한 공동에 비해 2배로 증폭된다.중력파 간섭계 검출기의 최적 작동 지점은 빔 스플리터에서 재결합된 두 개의 레이저 빔이 소멸간섭하는 구성인 "다크 프린지"에서 약간 디튜닝되어 있으며, 출력 포트에서 빛이 거의 감지되지 않는다.
장비 > 레이저와 주입 시스템

이 실험의 광원은 레이저인데, 이는 강력하면서도 주파수와 진폭이 매우 안정적이어야 한다. 이러한 다소 반대되는 모든 사양을 충족하기 위해 빔은 매우 낮은 출력이지만 매우 안정적인 레이저에서 시작된다. 이 레이저에서 나오는 빛은 몇 개의 증폭기를 통과하여 출력을 100배 향상시킨다. 초기 Virgo 감지기의 마지막 구성에서는 50W 출력의 전력이 달성되었고 나중에 Advanced Virgo 업그레이드 후 O3 실행 중에 100W에 도달했다. O4 실행 초기에 130W로 업그레이드될 것으로 예상된다. 최초의 Virgo 감지기에서는 마스터-슬레이브 레이저 시스템을 사용했다. 여기서 "마스터" 레이저는 고성능 "슬레이브" 레이저를 안정화하는 데 사용된다. 마스터 레이저는 Nd:YAG 레이저였고 슬레이브 레이저는 Nd:YVO4 레이저였다.
Advanced Virgo를 위해 유지되는 솔루션은 시스템의 견고성을 개선하기 위해 섬유로 만든 증폭 단계가 있는 섬유 레이저를 갖추는 것이다. 최종의 구성에서는 필요한 출력을 달성하기 위해 순서대로 두 레이저의 빛을 일관되게 결합할 계획이다.  레이저의 파장은 원래 구성과 Advanced Virgo 구성 모두에서 1,064 나노미터이다. 그런 다음 이 레이저는 주입 시스템을 통과한 후 간섭계로 전송되어 빔의 안정성을 더욱 보장하고 모양과 출력을 조정하며 간섭계에 들어갈 수 있도록 올바르게 배치한다. 레이저 주입 시스템의 주요 구성 요소에는 입력 모드 클리너(빔을 청소할 수 있는 140 미터 길이의 공동)와 빛이 레이저로 되돌아오는 것을 방지하기 위한 패러데이 아이솔레이터 및 간섭계에 들어가기 직전에 빔의 크기와 위치를 조정하는 모드 일치 망원경이 포함되어 있다.
장비 > 반사경

간섭계의 팔에 있는 캐비티에 있는 큰 반사경은 간섭계에서 가장 중요한 광학 장치이다. 여기에는 3km 간섭계 암 끝에 위치한 두 개의 캐비티 끝단의 반사경과 간섭계 팔의 시작 부분 근처에 위치한 두 개의 입사 반사경이 포함된다. 이러한 반사경 거울은 합하여 각 팔에 공진 광학적 공동을 만들게 된다. 여기서 레이적 광은 빔 스플리터로 돌아오기 전에 수천 번 반사되어 레이저 경로에서 신호의 효과를 최대화하여, 또한 팔에 저장된 빛의 힘을 증가시킬 수 있다. 이 거울은 최첨단 기술로 만들어진 비표준 제품으로, 직경 35 cm이고 두께가 20 cm 인 실린더 구조이며, 세계에서 가장 순수한 유리를 이용하여 제작되었다. 거울은 빛을 확산(따라서 손실)시키지 않기 위해서 원자 수준으로 연마된다. 마지막으로 유리 표면에는 레이저 광을 반사하기 위한 코팅( 이온 빔 스퍼터링 또는 IBS로 만든 브래그 반사기 )이 추가된다. 캐비피 팔의 양단에 있는 거울은 입사하는 모든 레이저 빛을 반사하여, 0.002% 미만이 각 반사에서 손실된다.
또한 최종 디자인에는 두 개의 다른 거울이 있다.
레이저와 빔 스플리터 사이에 배치된 전력 재활용 미러. 대부분의 빛이 빔 스플리터로 돌아온 후 레이저 쪽으로 반사되기 때문에 이 거울은 이 빛을 주 간섭계로 다시 주입하여 팔에서의 광의 전력을 증가시킨다.
신호 재활용 미러(현재 Advanced Virgo+ 업그레이드의 일부로 다음 실행을 위해 설치될 예정)는 간섭계 내에서 신호의 일부를 다른 캐비티로 재주입한다(현재 이 미러의 전송은 40%로 계획됨). 이 신호 재활용 거울을 조금만 조정하면 주파수 대역의 일부에서는 양자 잡음을 줄이고 다른 곳에서는 증가시켜 특정 주파수에 대해 간섭계를 조정할 수 있다. 현재 "광대역" 구성을 사용하여 고주파수와 저주파에서 잡음을 줄이고 중간 주파수에서 잡음을 증가시킬 계획이다. 높은 주파수에서 감소된 노이즈는 병합 직전과 직후의 신호를 연구하는 데 특히 중요하다.
거울까지 전파되어 거울을 흔들어 잠재적인 중력파 신호를 차단할 수 있는 지진 노이즈를 완화하기 위해 대형 거울은 복잡한 시스템에 의해 매달려 있다. 모든 주 거울은 일련의 감쇠기에 부착된 실리카 (유리)로 만든 4개의 얇은 섬유로 매달려 있다. "수퍼 감쇠기"라고 불리는 이 서스펜션 체인은 높이가 거의 10미터에 달하며 역시 진공 상태이다. "수퍼 감쇠기"는 미러의 교란을 제한할 뿐만 아니라 미러 위치와 방향을 정확하게 조정할 수 있다. 빛 감지에 사용되는 벤치와 같이 레이저 빔을 형성하는 데 사용되는 주입 광학 장치가 있는 광학 테이블도 지진 및 음향 소음을 제한하기 위해 매달린 상태로 진공 상태에 있다.
Advanced Virgo의 경우 중력파 신호를 감지하고 간섭계를 조종하는 데 사용되는 전체 기기(포토다이오드, 카메라 및 관련 전자 장치)도 진공 상태에서 여러 개의 매달린 벤치에 설치되어 있다. 이러한 선택과 진공 파이프 내부의 라이트 트랩(배플이라고 함)을 사용하면 확산된 빛의 의사 반사로 인해 잔류 지진 소음이 다크 포트 신호로 다시 유입되는 것을 방지할 수 있다.
장비 > 탐지 시스템

팔의 캐비티에서 순환하는 빛의 일부는 빔 스플리터에 의해 감지 시스템으로 보내진다. 최적의 구성에서 간섭계는 "다크 프린지" 가까이에서 작동한다. 즉, 매우 적은 빛이 출력으로 전송된다. 대부분은 입력으로 다시 보내져 광전력 재활용 미러에 의해 수집된다. 이 빛의 일부는 신호 재활용 거울에 의해 다시 반사되고 나머지는 감지 시스템에 의해 수집되도록 설정된다. 먼저 광 진폭을 측정하는 포토다이오드에 도달하기 전에 원치 않는 모드에서 빔을 추가로 청소하는 출력 모드 클리너를 통과한다. 출력 모드 클리너와 포토다이오드 모두 일시 중단되고 진공 상태에 있다.
O3 실행을 시작으로 출력 모드 클리너 앞에 배치된 전용 광학 장치를 기반으로 샷 노이즈를 줄이기 위해 진공 압착 시스템을 도입했다. 압착은 항상 다른 양의 불확실성을 증가시키면서 특정 양의 양자 불확실성이 감소하는 상태를 지정한다. O3 실행 중에 주파수 독립적 압착이 구현되었으며 이는 압착이 모든 주파수에서 동일함을 의미한다. 이 압착은 샷 노이즈를 줄이고 방사압 노이즈를 증가시키는 데 사용되었는데, 이는 후자가 기기의 감도를 제한하지 않았기 때문이다. 현재 주파수 의존형 스퀴즈를 설치하여 고주파수(방사압 소음이 관련되지 않음)에서만 샷 소음을 줄이고 저주파(샷 소음이 낮은 곳)에서 방사압 소음을 줄일 계획이다. 올바른 압착 진공을 생성하려면 285m 길이의 공동을 추가로 설치해야 한다. 현재 압착 설정이 샷 노이즈 한계를 3.2 dB 감소시켜 검출기 범위가 5~8% 증가한 것으로 추정된다.
장비 > 하부 구조

공중에서 본 Virgo 탐지기는 3 km 길이의 수직 팔 두 개가 있는 특징적인 "L" 모양을 가지고 있다. 팔의 "터널"에는 레이저 빔이 초고진공 상태에서 이동하는 진공 파이프가 있다.
Virgo는 총 부피가 6,800 입방미터인 유럽 최대의 초고진공 설비이다. 2개의 3km 암은 직경 1.2m의 긴 강철 파이프로 만들어지며 목표 잔압은 1조 분의 1 기압 (원래 Virgo 수준에서 100배 향상)이다. 따라서 잔류 가스 분자(주로 수소와 물)는 레이저 빔의 경로를 방해하지 않는다. 암의 초고진공을 깨뜨리지 않고 미러 진공 타워에서 작업을 할 수 있도록 암의 양 끝에 대형 게이트 밸브가 있다. 실제로 두 Virgo 팔은 2008년부터 진공 상태로 유지되었다. 미러와 감쇠기를 포함하는 타워 자체는 압력이 다른 두 섹션으로 나뉘어져 있다. 튜브는 표면에 달라붙은 원치 않는 입자를 제거하기 위해 150 °C에서 가열되는 베이킹이라는 과정을 거칩다. 타워는 초기 Virgo 설계에서도 베이크아웃되었지만 이제 오염을 방지하기 위해 극저온 트랩이 사용된다. 간섭계의 고출력으로 인해 거울은 레이저에 의해 유도된 가열로 인해  흡수율이 매우 낮음에도 불구하고 열 효과에 취약하다. 이러한 열 효과는 팽창으로 인한 표면 변형 또는 기판의 굴절률 변화의 형태를 취할 수 있다. 이로 인해 간섭계에서 레이저 광의 전력이 빠져 나가고 신호가 교란될 수 있다. 이 두 가지 효과는 보조 광원을 통해 광학 수차를 측정하는 데 사용되는 하트만 (Hartmann) 파면 센서 (HWS)라는 센서와 두 개의 액추에이터를 포함하는 열 보상 시스템 (TCS)에 의해 처리되는데, 액추에터에서 CO2 레이저는 거울의 일부를 선택적으로 가열하여 결함을 수정하고 링히터는 거울의 곡률 반경을 정밀하게 조정한다. 이 시스템은 또한 미러 제조 중에 발생하는 영구적인 결함인 "콜드 결함"을 수정한다. O3 실행 중에 TCS는 간섭계 내부에서 순환하는 전력을 15%까지 증가시킬 수 있었고 간섭계에서 나가는 전력을 2배로 줄일 수 있었다.
또 다른 중요한 구성 요소는 미광을 제어하는 시스템으로, 표면에 산란되거나 원치 않는 반사로 인해 간섭계의 지정된 경로를 벗어나는 모든 빛을 의미한다. 이 미광과 간섭계의 메인 빔의 재결합은 상당한 노이즈 원인이 될 수 있으며 추적 및 모델링이 어려운 경우가 많다. 미광을 완화하기 위한 대부분의 노력은 "배플"이라고 하는 흡수판을 기반으로 하며, 광학 장치 근처와 튜브 내부에 배치된다. 배플이 간섭계 작동에 영향을 주지 않도록 추가 예방 조치가 필요하다.
마지막으로 장비에는 효율적인 데이터 수집 시스템이 필요하다. 이 시스템은 간섭계의 출력과 현장에 존재하는 여러 센서에서 측정된 데이터를 관리하고 파일로 작성하고 데이터 분석을 위해 파일을 배포하는 역할을 담당한다. 이를 위해 Virgo의 특정 요구 사항을 수용하기 위해 전용 하드웨어 및 소프트웨어가 개발되었다.
장비 > 노이즈 및 감도 > 소음원

측정에 필요한 정밀도로 인해 Virgo 감지기는 측정 정밀도를 제한하는 여러 노이즈 소스에 민감하다. 이러한 소스 중 일부는 넓은 주파수 범위에 해당하며 다음과 같이 검출기의 전체 감도를 제한한다.
일반적으로 최대 약 10Hz의 저주파에서 발생 하는 지진 소음 (지중해의 파도, 바람 또는 교통과 같은 인간 활동과 같은 다양한 출처에서 발생하는 모든 지면 움직임 )
자체 온도에서 거울/서스펜션의 교반에 해당하는 미러 및 서스펜션 와이어의 열 잡음(수십에서 수백 Hz)
검출기에 수신된 전력의 변동에 해당하고 수백 Hz 이상에 해당하는 레이저 샷 노이즈를 포함하는 양자 노이즈와 거울에 레이저가 가하는 압력에 해당하는 저주파 관련 방사 압 노이즈
거울의 위치에 영향을 미치는 중력장의 변화로 인해 발생하는 20Hz 미만 관련 뉴턴 잡음
이러한 광범위한 노이즈 소스 외에도 특정 노이즈 소스와 관련된 많은 피크가 노이즈 스펙트럼에 표시된다. 여기에는 특히 유럽 전력망의 주파수에 해당하는 50Hz 라인(100, 150 및 200Hz의 고조파 포함)이 포함된다. 서스펜션 섬유의 공명 주파수에 해당하는 300Hz(및 여러 고조파)에서의 소위 "바이올린 모드"(바이올린의 현처럼 특정 주파수에서 진동할 수 있음); 캘리브레이션을 위해 미러를 움직일 때 나타나는 캘리브레이션 라인.
추가 소음원도 단기적인 영향을 미칠 수 있다. 악천후나 지진으로 인해 일시적으로 소음 수준이 높아질 수 있다.
마지막으로 가능한 많은 도구적 문제로 인해 데이터에 수명이 짧은 여러 인공신호가 나타날 수 있다. 이를 일반적으로 '글리치'라고 한다. 감지된 이벤트의 약 20%가 글리치의 영향을 받는 것으로 추정되며 영향을 완화하기 위해 특정 데이터 처리 방법이 필요하다.
장비 > 노이즈 및 감도 > 탐지기의 감도

Virgo와 같은 감지기는 기기가 감지할 수 있는 가장 작은 신호에 대한 정보를 제공하는 성능 지수인 감도로 특징지어지는데, 감도 값이 작을수록 감지기가 더 좋다. 감도는 각 노이즈가 고유한 주파수 범위를 가지므로 주파수에 따라 달라진다.
중력파 검출기의 감도에 대한 가장 일반적인 척도는 "수평 거리 "로, 이는 질량이 1.4 M☉ – 1.4 M☉ (여기서 M☉ 은 태양 질량)인 쌍성 중성자별이 검출기에서 신호대 잡음비 8의 신호를 생성하는 거리로 정의 되며, 이는 일반적으로 메가파섹으로 표현된다. 예를 들어 O3 실행 중 Virgo의 범위는 40~50Mpc였다. 이 범위는 지표일 뿐이며 검출기의 최대 범위를 나타내지는 않는다. 더 방대한 소스의 신호는 더 큰 진폭을 가지므로 멀리서도 감지할 수 있다.
Virgo는 감도 범위가 몇 Hz에서 최대 10kHz인 광대역 감지기이다. 수학적으로 말해서 감도는 검출기에 의해 기록된 데이터를 사용하여 실시간으로 계산되는 전력 스펙트럼으로 특징지어진다. 반대쪽 곡선은 2011년의 Virgo 진폭 스펙트럼 밀도(파워 스펙트럼의 제곱근)의 예를 로그-로그 스케일을 사용하여 플롯한 것이다.
계산에 따르면 검출기 감도는 대략 다음과 같이  {\frac {1}{L\times {\sqrt {P}}}}로 크기에 따라 달라지는데, 여기서  L은 팔의 캐비티 길이이고  P는 빔 스플리터의 레이저 출력이다. 검출기의 감도를 개선하려면 이 두 가지 양을 늘려야 한다.  이것은 긴 팔을 가지고, 신호에 대한 노출을 최대화하기 위해 팔 내부의 광학 공동을 사용하고, 팔의 전력을 증가시키기 위해 전력 재활용을 구현함으로써 달성할 수 있다.
데이터 분석

Virgo 협업 리소스의 중요한 부분은 검출기의 출력을 처리하도록 설계된 데이터 분석 소프트웨어의 개발 및 배포에 전념하고 있다. 데이터 수집 소프트웨어 및 데이터 배포 도구 외에도 이러한 노력은 대부분 LIGO-Virgo-KAGRA(LVK) 협업의 일환으로 LIGO 및 KAGRA 협업 구성원과 공유된다.
감지기의 데이터는 처음에는 LVK 회원만 사용할 수 있다. 감지된 이벤트에 대한 데이터 세그먼트는 관련 논문 발행 시점에 공개되며 전체 데이터는 현재 18개월 동안 지속되는 독점 기간 이후에 공개된다. 세 번째 관찰 실행(O3) 동안 실행의 처음 6개월과 마지막 6개월에 각각 해당하는 두 개의 분리된 데이터 릴리스(O3a 및 O3b)가 발생했다. 그런 다음 데이터는 GWOSC (Gravitational Wave Open Science Center) 플랫폼의 모든 사람이 사용할 수 있다.
데이터 분석 > 임시 검색 > 이벤트 감지 파이프라인

O3 실행 중에 데이터 내에서 이벤트 후보를 식별하기 위해 5개의 서로 다른 파이프라인이 사용되었다. 그 중 4개(GstLAL, PyCBC, MBTA 및 SPIIR)는 소형 이진 합체(CBC, 지금까지 감지된 유일한 유형의 이벤트) 감지 전용이었고, 다섯 번째(cWB)는 모든 신호를 감지하도록 설계되었다. 5개의 파이프라인 모두 짧은 대기 시간 경고 시스템의 일부로 실행 중("온라인")과 실행 후("오프라인") 놓쳤을 수 있는 이벤트를 발견하기 위해 사용되었다(온라인으로만 작동한 SPIIR 제외).
4개의 CBC 파이프라인은 모두 최적의 방식으로 노이즈 데이터 내에서 알려진 신호를 찾는 데 사용할 수 있는 기술인 정합 필터링 개념에 의존한다. 이 기술을 사용하여 중력파를 검색할 때의 주요 문제는 신호가 어떻게 생겼는지에 대한 약간의 지식이 필요하다는 것이다.
합리적인 모델이 존재하지만 소형 합병의 동역학을 지배하는 방정식의 복잡성으로 인해 정확한 파형 생성이 어렵다. 새로운 파형의 개발은 여전히 활발한 연구 분야이다. 또한 소스는 하나의 특정 신호를 갖는 대신 다른 파형을 생성하는 광범위한 가능한 매개변수(두 물체의 질량 및 회전, 하늘 위치)를 포함한다. 이것은 연구자들이 다른 매개변수에 해당하는 많은 양의 다른 파형을 포함하는 "템플릿 뱅크"를 생성하도록 유도한다. 은행이 얼마나 타이트한지(탐지 수 최대화)와 모든 템플릿으로 검색을 수행하는 데 사용할 수 있는 제한된 계산 리소스 사이에서 절충안을 수행해야 한다. 이러한 템플릿 뱅크를 효율적으로 생성하는 방법도 활발한 연구 분야이다. 네 가지 검색은 동일한 기본 기술을 사용하지만 모두 데이터를 처리하는 방법에 대한 최적화 및 특이성이 다르다. 특히, 이벤트의 중요성을 추정하고, 실제 이벤트와 결함을 구별하고, 서로 다른 감지기의 데이터를 결합하기 위해 서로 다른 기술을 사용한다. 그들은 또한 다른 템플릿 뱅크를 사용한다.
cWB(coherent wave burst) 파이프라인은 완전히 별개의 접근 방식을 사용한다. 즉, 서로 다른 감지기의 스트림을 그룹화하고 데이터의 공동 분석을 수행하여 서로 다른 감지기 사이에서 일관된 신호를 찾는 방식으로 작동한다. 바이너리 병합에 대한 민감도는 전용 CBC 파이프라인보다 낮지만, 신호의 모양에 대한 가정이 필요하지 않기 때문에 모든 종류의 소스에서 신호를 감지할 수 있다는 강점이 있고, 이것이 때때로 "모델링되지 않은" 검색으로 지칭되는 이유이다.
데이터 분석 > 임시 검색 > 짧은 지연

대기 시간이 짧은 이 시스템은 전자기 대응물을 관찰할 수 있기를 바라면서 중력 현상이 감지될 때 천문학자에게 경고를 생성하도록 설계되었다. 이는 데이터가 처리되는 중력파 후보 이벤트 데이터베이스(GraceDB) 에서 다양한 분석 파이프라인의 이벤트 후보를 중앙 집중화함으로써 달성된다.
어떤 사건이 충분히 중요하다고 판단되면 신속하게 천구상의 위치 파악이 생성되고 예비 경보가 몇 분 안에 자율적으로 전송된다. 소스 매개변수에 대한 보다 정확한 평가와 신속한 대응 팀의 사람 조사 후 하루 이내에 새로운 경고 또는 철회 알림이 전송된다. 경고는 감마선 및 중성미자 망원경과 SciMMA의 경고를 중앙 집중화하는 GCN 을 통해 전송된다.
O3 실행 중에 총 78개의 경고가 전송되었느데, 그 중에 23개는 나중에 철회되었다.
데이터 분석 > 임시 검색 > 매개변수의 추정

이벤트 감지 파이프라인 중 하나에서 이벤트를 감지한 후 소스의 매개변수와 측정 불확실성을 보다 정확하게 추정하기 위해 심층 분석이 수행된다. O3 실행 중에 이것은 Bilby 및 RIFT를 포함한 여러 가지 파이프라인을 사용하여 수행되었다. 이러한 파이프라인은 베이지안 방법을 사용하여 MCMC 및 중첩 샘플링을 포함하여 불확실성을 정량화한다.
데이터 분석 > 임시 검색 > 상대방 찾기

많은 천문학자들이 중력파 탐지기의 짧은 대기 시간 경보를 추적하려고 노력하지만 그 반대도 존재한다. 관련 중력파 방출이 있을 것으로 예상되는 전자기 이벤트는 더 깊은 조사를 받는다. 이들의 주요 목표 중 하나는 감마선 폭발이다. 이들은 초신성 (2초 이상 지속되는 "긴" 폭발) 및 중성자별("짧은" 폭발)을 포함하는 소형 쌍성 합체와 관련이 있는 것으로 생각된다. 특히 두 개의 중성자 별의 합병은 GW170817 사건과 함께 감마선 폭발과 중력파 모두와 관련이 있는 것으로 확인되었다.
이들은 초신성 (2초 이상 지속되는 "긴" 폭발) 및 중성자별("짧은" 폭발)을 포함하는 소형 쌍성 합체와 관련이 있는 것으로 생각된다. 특히 두 개의 중성자 별의 합병은 GW170817 사건과 함께 감마선 폭발과 중력파 모두와 관련이 있는 것으로 확인되었다.
감마선 버스트를 대상으로 한 검색은 CBC용 pyGRB 파이프라인을 사용하여 과거 실행에서 수행되었으며 일반 검색과 유사한 방법을 사용했지만 버스트 시간을 중심으로 감마선에 의하여 탐색된 천구의 영역만 대상으로 했다. 모형화되지 않은 검색도 일반 모형화되지 않은 검색과 유사한 방식으로 X-pipeline 패키지를 사용하여 수행되었다.
이러한 검색 외에도 여러 파이프라인에서 중력파의 경고와 다른 탐지기의 경고 사이의 일치를 찾고 있다. 특히 RAVEN 파이프라인은 지연 시간이 짧은 인프라의 일부이며 감마선 버스트 이벤트 및 기타 소스와의 일치를 분석한다.  LLAMA 파이프라인은 또한 주로 IceCube 에서 발생하는 중성미자 이벤트와의 일치를 식별하는 데 전념하고 있다.
데이터 분석 > 연속파의 탐색

빠르게 회전하는 중성자별에 의해 생성되는 것과 같은 주기적 중력파 전용 검색은 일반적으로 연속 파동 검색이라고 한다. 이는 세 가지 범주, 즉, 모든 방향에서 알 수 없는 신호를 찾는 전천 검색, 위치는 알지만 주파수는 알 수 없는 물체를 목표로 하는 직접 검색, 위치와 위치가 모두 일치하지 않는 소스에서 신호를 찾는 대상 검색, 및 위치와 주파수를 모두 알 고 있는 경우에 파원 신호를 탐색하는 목적 검색으로 나눌 수 있다. 방향성 검색과 대상 검색은 전천후 검색이 계산적으로 매우 비싸고 민감도를 제한하는 트레이드 오프가 필요하다는 사실에 의해 동기 부여된다.
연속파 검색의 주요 과제는 신호가 현재 감지된 과도 현상보다 훨씬 약하다는 점, 즉 신호 대 잡음비가 관찰 시간의 스퀘어 루트에 비례하여 증가하므로(직관적으로 신호는 관찰 기간 동안 합산되지만 노이즈는 합산되지 않음) 충분한 데이터를 축적하기 위하여 장시간에 걸쳐서 관측을 하여야 한다는 점을 의미한다.
문제는 오랜 시간 동안 소스의 주파수가 진화하고 태양 주위의 지구 운동이 도플러 효과를 통해 주파수에 영향을 미친다는 것이다. 이는 검색의 계산 비용을 크게 증가시키며 빈도를 알 수 없는 경우 더욱 그렇다. 분석이 전체 데이터가 아닌 데이터의 세그먼트에 대해 개별적으로 수행되는 semi-coherent 검색과 같은 완화 전략이 있지만 이로 인해 민감도가 손실된다. 다른 접근 방식에는 한 쌍의 검출기에서 상관 신호를 찾기 위해 여러 검출기가 있는 것을 활용하는 확률적 파동 검색에서 영감을 얻은 교차 상관이 포함된다.
데이터 분석 > 확률적 중력파의 검색

확률적 중력파 배경은 데이터 분석 팀의 또 다른 목표이다. 정의에 따라 감지기에서 노이즈의 원인으로 볼 수 있다. 주요 과제는 노이즈의 다른 소스에서 분리하고 전력 스펙트럼 밀도를 측정하는 것이다. 이 문제를 해결하는 가장 쉬운 방법은 두 탐지기 간의 상관 관계를 찾는 것이다. 중력파 배경과 관련된 노이즈는 두 검출기에서 동일하지만 기기 노이즈는 검출기에서 상관 관계가 없다는 아이디어이다. 또 다른 가능한 접근 방식은 다른 노이즈 소스로 설명되지 않는 초과 전력을 찾는 것이다. 그러나 노이즈가 배경의 예상 전력에 비해 충분히 알려지지 않았기 때문에 이것은 현재 간섭계(Virgo 포함)에 대해 비실용적임이 입증되었다. 검출기 간의 상호 상관에 기반한 검색만 현재 사용 중이다.
이러한 종류의 검색은 또한 감지기 안테나 패턴, 지구의 움직임 및 감지기 사이의 거리와 같은 요인을 고려해야 한다. 배경의 일부 속성에 대해서도 가정해야 한다. 가우스 분포 및 등방성 이라고 가정하는 것이 일반적이지만 비등방성, 비가우스 및 보다 이국적인 배경에 대한 검색도 존재한다.
데이터 분석 > 중력파 특성의 탐색

중력파를 둘러싼 물리학을 조사하기 위해 많은 소프트웨어가 개발되었다. 이러한 분석은 일반적으로 오프라인(실행 후)에서 수행되며 종종 다른 검색(현재 대부분 CBC 검색)의 결과에 의존한다.
렌즈 효과로 인해서 여러 번 관찰된 이벤트를 찾기 위해 여러 가지 분석이 수행된다. 먼저 알려진 모든 이벤트를 함께 일치시킨 다음 가장 유망한 이벤트 쌍에 대한 공동 분석을 수행한다. 이러한 분석은 LALInference 및 HANABI 소프트웨어를 사용하여 수행되었다. 기존 CBC 파이프라인을 재사용하여 일반 CBC 검색에서 누락되었을 수 있는 이벤트에 대한 추가 검색도 수행된다.
허블 상수를 추정하기 위해 설계된 소프트웨어도 개발되었다. gwcosmo 파이프라인은 베이지안 분석을 수행하여 은하 카탈로그와 연관될 수 있는 "다크 사이렌"(전자기 대응물이 없는 CBC 이벤트) 및 전자기 대응물이 있는 이벤트를 모두 사용하여 상수의 가능한 값 분포를 결정한다. 중력파로 측정한 거리와 식별된 호스트 은하를 기반으로 직접 추정할 수 있다. 이를 위해서는 특정 블랙홀 인구를 가정해야 하며 이는 상당한 편향의 원인이 될 수 있다. 최근 분석에서는 모집단과 허블 상수를 동시에 피팅하여 이 문제를 피하려고 했다.
과학적 결과

Virgo 간섭계를 이용한 중력 신호의 최초 감지는 Virgo가 첫번째 관찰 실행단계를 수행 하지 않았기 때문에, 두 번째 관찰 실행 단계(O2)의 시작 부분에서 발생했다. GW170814로 명명된 이 사건은 두 개의 블랙홀 사이의 합체였으며, 세 개의 서로 다른 검출기에 의해 모두 감지된 최초의 사건이기도 하며, 최초의 관측 실행에서 탐지한 사건에 비해 위치 파악이 크게 향상되었다. 그것은 또한 중력파 편극에 대한 첫 번째 결정적인 측정을 가능하게 하여 일반 상대성 이론에 의해 예측된 것 이외의 편광의 존재에 대한 증거가 제공되었다.
곧 이어 더욱 유명한 GW170817의 관측이 이어졌는데, 이는 중력파 네트워크에 의해 감지된 두 개의 중성자별에 의한 최초의 합병이며, 2023년 1월 현재 감마선과 광학 망원경 모두에서 전자기적 대응물을, 나중에 라디오 및 x-ray 도메인에서 감지한 유일한 사건이다. Virgo에서는 신호가 관찰되지 않았지만, 이러한 신호의 부재는 이벤트의 파악에 더욱 엄격한 제약을 가하는 데 결정적이었다. 이 사건은 4000명 이상의 천문학자들이 참여하고 중성자별 병합에 대한 이해를 개선하고 중력 속도에 매우 엄격한 제약을 가하는 등 천문학계에 엄청난 영향을 미쳤다.
연속 중력파에 대한 여러 검색이 과거에 실행된 데이터에 대하여 수행되었다. O3 실행에는 전천 검색, Scorpius X-1 및 다수의 알려진 펄서 (Crab 및 Vela 펄서 포함), 및 직접 검색이 포함되어, 초신성 잔해인 카시오페이아 A 와 벨라 주니어와 은하 중심 쪽으로 목표 탐색을 하였다. 어떤 파원에서도 신호를 찾아 내지 못했지만 이로 인해 일부 매개변수에 상한선을 설정할 수 있었다. 특히 가까운 거리의 알려진 펄사에 있어 완벽한 회전 공으로부터의 편차 정도는 기껏해야 1 mm 정도인 것으로 밝혀졌다.
Virgo는 LIGO와 함께 중력파 배경에 대한 최신 검색에 포함되어 O3의 결과를 O1 및 O2 실행(LIGO 데이터만 사용)의 결과와 결합했다. 확률적 배경이 관찰되지 않아 배경 에너지에 대한 이전 제약 조건이 한 단계 향상되었다.
허블 상수에 대한 제약 조건도 얻었는데, 현재 최고의 추정치는 68+12
-8 km s−1 Mpc−1 인데, 이는 쌍성 블랙홀과 GW170817 이벤트의 결과를 결합한 결과이다. 이 결과는 상수의 다른 추정치와 일관성이 있지만 정확한 값에 대한 불일치를 해결할 만큼 정확하지는 않다.
지원 활동

Virgo 협업은 일반 대중을 향한 중력파에 대한 커뮤니케이션 및 교육을 촉진하는 여러 활동에 참여하고 있으며, 여기에는 다음과 같은 다양한 활동이 포함된다.
다수의 과학 축제 참가
학교 수업을 포함한 Virgo 활동에 대한 공개 강의 및 과정
피사의 Museo della Grafica에서의 "The Rhythm of Space" 또는 팔레 드 토쿄의 "On Air" 등과 같은 예술 전시회 참여
학교, 대학 및 일반 대중을 위한 Virgo 시설 조직된 가이드 투어
과학에서 양성 평등을 촉진하는 활동의 참여
갤러리

Virgo 사이트 전경
Virgo 감지기의 조감도
전장 3 km인 Virgo 북측 팔
Virgo 사이트 전경의 전면 건물에는 감지기 제어실과 지역 컴퓨터 센터가 들어 있다.
레이저와 빔 스플리터 거울이 있는 Virgo 중앙 건물
전장 3 km의 Virgo 서측 팔 (우측 파이프) 전경. 좌측의 전장 150 m 튜브내에는 레이저빔을 공간적으로 필터하기 위하여 사용하는 모드-클리너 캐비티가 있다.
Virgo에 의한 최초의 중력파 직접 검출인 GW170814
두 블랙홀의 나선추락과 병합에 의해 방출되는 중력파의 수치적 시뮬레이션.
GW170817 이벤트에서의 중력파 신호의 전형적인 "처프"신호. 여기서 x축은 시간을 나타내고 y축은 빈도를 나타낸다. 주파수가 시간에 따라 상승하는 방식은 소형 천체 쌍성의 일반적인 중력파이며 정확한 모양은 주로 천체의 질량에 의해 결정된다.
LIGO-Virgo 네트워크에서 감지한 중력파 신호의 천구상 위치 표시
중앙 건물, Mode-Cleaner 건물, 전체 3km 길이의 서쪽 팔과 북쪽 팔의 시작 부분(오른쪽)을 보여주는 Virgo 실험 현장의 조감도. 다른 건물에는 사무실, 작업장, 로컬 컴퓨팅 센터 및 간섭계 제어실이 포함되어 있다 이 사진을 촬영했을 때 프로젝트 관리를 담당하는 건물과 매점은 아직 지어지지 않았다.
Virgo와 같은 중력파 부유식 간섭 검출기의 기본 체계(라벨은 프랑스어로 되어 있음)
1세대 Virgo 검출기의 광학적 구성. 다양한 공동에 저장된 전력의 크기를 비고에서 기록하고 있다.합니다.
현재 Advanced Virgo 구성의 레이아웃. 주요한 변경 사항에는 신호 재활용 시스템(O3 실행 중 간단한 렌즈, 실제로 신호 재활용을 구현하기 위해 반반사 거울로 대체될 예정임)의 추가와 압축된 진공 주입이 포함되어 있다.
모든 Virgo 거울은 진공 상태에서 지진 진동을 엄청나게 감쇠시키는 기계 구조에 의해 지원된다. "수퍼 감쇠기"는 위쪽 플랫폼에 매달려 있는 진자 사슬로 구성되어 있으며 기술적으로 역진자( inverted pendulum) 라고 하는 땅에 고정된 3개의 길고 유연한 다리로 지지된다. 이런 식으로 10  Hz이상의 지진 진동은 1012 배 이상 감소하고 미러의 위치는 매우 세심하게 제어된다.
[10 Hz; 10 kHz] 주파수 대역에서 Virgo 검출기의 감도 곡선, 2011년 8월에 계산. 이 모양은 일반적이다. 미러 서스펜션 진자의 열 잡음은 저주파에서 우세한 반면 고주파에서의 증가는 레이저 샷 잡음으로 인한 것이다. 그 사이에 공명(예: 서스펜션 와이어 바이올린 모드)과 지속적으로 줄이려고 하는 다양한 악기 소음(전력망의 50Hz 주파수 및 해당 고조파)의 기여도를 볼 수 있다.
2개의 LIGO 감지기와 전체 네트워크를 사용한 GW170814 사건의 천구상 위치 파악. Virgo를 추가하면 훨씬 더 정확한 위치 파악이 가능하다.
태양 중성미자 문제

태양 중성미자 문제(solar neutrino problem)는 태양의 광도로 추산한 태양 중성미자의 수와 실제 관측 수가 다른 현상을 말한다. 태양 중성미자 문제는 1960년대 중반 처음 제기되었으며, 2002년 해결되었다.
지구에 도달하는 중성미자 대부분은 태양핵에서 나오며, 1초에 제곱센치미터 당 수백억 개가 지난다. 중성미자는 물질과 거의 상호작용하지 않기 때문에, 대다수는 지구 전체를 통과해 지나간다. 태양에서는 표준 모형에 존재하는 중성미자의 세 맛깔 중 전자 중성미자만 방출하는데, 지구에서 중성미자 감지기를 사용해 관측하면, 감지되는 전자 중성미자의 수는 절반에서 3분의 1 가량밖에 되지 않는다.
1957년 브루노 폰테코르보가 제안한 기작을 이용하면 태양 중성미자 문제를 설명할 수 있지만, 표준 모형을 변형해야 한다는 점에서 쉽게 받아들여지지 않았으며, 초기에는 표준 태양 모형을 수정하려는 노력을 진행하였지만 실패하였다. 현재는 중성미자가 표준 모형과 달리 고유 질량을 가진 입자임이 밝혀져 있는데, 이로 인해 중성미자 진동이 일어나 전자 중성미자 일부가 뮤온 중성미자와 타우 중성미자로 변화해, 감지기를 통과한다는 이론이 정설로 받아들여진다.
배경

태양은 양성자-양성자 연쇄 반응을 통해 양성자에서 알파 입자, 중성미자, 양전자, 에너지를 생성한다. 에너지는 전자기파 형태(감마선)와 입자의 운동 에너지 형태로 방출된다. 핵에서 생성된 중성미자는 지구까지 흡수되지 않고 그대로 도달한다.
1960년대 말 레이먼드 데이비스와 존 바콜은 홈스테이크 실험을 통해 태양에서 방출되는 중성미자를 측정해, 최초로  표준 태양 모형의 계산치와 비교해 감지되는 중성미자의 수가 부족하다는 사실을 밝혀냈다. 가미오칸데와 서드베리 중성미자 관측소 등 다른 감지기에서도 부족 현상이 나타났다.
2002년 레이먼드 데이비스와 고시바 마사토시는 감지되는 중성미자의 수가 3분의 1밖에 되지 않는다는 사실을 발견한 공로로 노벨 물리학상을 수상하였다.
1998년과 2001년 중성미자 진동을 밝혀낸 실험을 진행한 공로로, 슈퍼 가미오칸데와 가지타 다카아키와 서드베리 중성미자 관측소의 아서 B. 맥도널드는 2015년 노벨 물리학상을 수상하였다. 이 때 노벨 물리학 위원회는 서드베리 중성미자 관측소를 언급할 때, 미케예프-스미르노프-울펜슈타인 효과를 중성미자 진동으로 적는 실수를 범했다. 브루노 폰테코르보는 1993년 사망하여 노벨상을 수상하지 못하였다.
제안된 해결법

초기에는 태양 내부의 온도와 압력이 예측치와 달라, 표준 태양 모형에 오류가 있다는 가설이 주를 이루었다. 예를 들어, 중성미자의 수는 핵융합 정도에 비례하기 때문에, 핵에서의 핵융합이 감소하였다면 열에너지는 태양 표면까지 이동하는 데 수천 년이 걸리므로, 당장 관측되지 않을 수도 있다는 가설이 있었다.
일진학이 발전하며 태양 내부의 온도를 직접 측정할 수 있었는데, 측정 결과는 표준 태양 모형과 일치했다. 특히, 중성미자의 에너지 스펙트럼을 관측한 결과, 중성미자의 수를 설명하려면 핵의 온도가 낮아야 하지만, 스펙트럼을 설명하려면 핵의 온도가 높아야 한다는 모순이 생겨, 표준 태양 모형으로는 이 현상을 설명할 수 없다는 사실이 밝혀졌다. 만약 표준 태양 모형을 조정할 경우 결과가 더 악화되었다.
해결

이 부분의 본문은 중성미자 진동 및 미케예프-스미르노프-울펜슈타인 효과입니다.
태양 중성미자 문제는 중성미자의 성질을 연구하던 중 해결되었다. 입자물리학의 표준 모형에 따르면, 중성미자에는 전자 중성미자, 뮤온 중성미자, 타우 중성미자가 있는데, 태양에서는 이 중 전자 중성미자만 형성되며, 지구에서의 감지기 대다수도 전자 중성미자만 감지할 수 있다.
1970년대에는 중성미자의 질량과 맛깔은 변화하지 않는다고 받아들여졌으나, 1968년 브루노 폰테코르보는 중성미자에 질량이 있을 경우, 맛깔이 서로 변화할 수 있다는 가설을 제기하였으며, 이를 통해 태양에서 나오는 전자 중성미자가 지구로 오는 도중 다른 맛깔로 변화해, 감지기에서 감지되지 않았다고 하면 태양 중성미자 문제를 해결할 수 있다.
초신성 1987A를 가미오칸데와 IMB에서 관측한 결과, 초신성의 관측 시점과 중성미자의 감지 시점에 차이가 있어, 질량이 존재할 가능성이 제기되었으나, 이러한 관측은 수 자체가 적어 어떠한 결론을 내기에는 부족했다. 만약 중성미자에 질량이 없다면 광속으로 이동할 것이므로 초신성의 관측 시점과 감지 시점에 차이가 없어야 하고, 질량이 있을 경우 차이가 발생하게 되는데, 두 감지기 모두 초신성에서의 중성미자 관측을 상정하지 않았기 때문에, 이 차이를 측정할 수 있을 정도로 민감하지 않았다.
1998년 일본의 슈퍼 가미오칸데에서 중성미자 진동이 일어난다는 근거를 찾아냈다. 슈퍼 가미오칸데에서는 대기 상층에서 우주선으로 인해 발생하는 뮤온 중성미자가, 감지기 위보다 아래에서 적게 감지되는 사실을 알아내, 뮤온 중성미자 일부가 타우 중성미자로 변화하였다고 보았다. 이를 통해 태양 중성미자 문제도 중성미자의 질량과 관련이 있을 것이라는 추측이 늘어났다.
1년 후 문을 연 서드베리 중성미자 관측소에서는 중성미자 진동의 영향을 거의 받지 않는 10 MeV 8B 중성미자를 관측했는데, 중성미자 수의 부족량은 1985년 미케예프-스미르노프-울펜슈타인 효과에 따라 계산한 값과 일치하였다. 서드베리 관측소에서는 중성미자 관측에 중수를 사용하여 전자 중성미자의 모든 맛깔을 관측하였는데, 이를 통계적으로 전환하여 전체 중성미자 중 전자 중성미자의 수가 34% 가량이라는 결론을 내놓았으며, 이는 예측치와 일치했다. 관측된 8B 중성미자의 수는 표준 태양 모형과 대략 일치하였다.
UFC 51

UFC 51: Super Saturday는 2005년 2월 5일에 미국 네바다주에서 개최된 UFC 경기이다.
경기 결과

| 결승> 체급 | 결승>  | 결승>  | 결승>  | 결승> 방식 | 결승> 라운드 | 결승> 시간 | 결승> 비고  |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 라이트헤비급 | 티토 오티즈 | def. | 비토 벨포트 | 판정승 | 3 | 5:00 |   |
| 미들급 | 피트 셀 | def. | 필 바로니 | 서브미션 | 3 | 4:19 |   |
| 헤비급 | 안드레이 알롭스키 | def. | 팀 실비아 | 서브미션 | 1 | 0:47 |   |
| 미들급 | 에반 태너 | def. | 데이비드 테럴 | TKO | 1 | 4:35 |   |
| 헤비급 | 폴 부엔텔로 | def. | 저스틴 에일러스 | KO | 1 | 3:34 |   |
예선
| 헤비급 | 마이크 카일 | def. | 제임스 어빙 | KO | 1 | 1:55 |   |
| 미들급 | 데이빗 로이수 | def. | 기데온 레이 | TKO | 1 | 5:00 |   |
| 웰터급 | 카로 파리시안 | def. | 크리스 리틀 | 판정 | 3 | 5:00 |   |
| 웰터급 | 네이트 디아즈 | def. | 드류 피켓 | TKO | 1 | 4:40 |   |
같이 보기

UFC
UFC 대회 목록
이상헌 (1954년)

| 이상헌 |
| --- | --- |
출생: 1954년 7월 10일(1954-07-10)(70세) 대한민국 경상남도 울산군 농소면
성별: 남성 
국적: 대한민국
본관: 경주
학력: 동국대학교 대학원 관광호텔경영학 박사
경력: 명성재건학교 교사 울산신문사 대표 울산 흥사단 대표 한국가스기술공사 상임감사 새정치민주연합 울산광역시당 위원장 제20·21대 국회의원 더불어민주당 울산광역시당 위원장 더불어민주당 정책위원회 부의장 국회 문화체육관광위원회 위원장
형제: 이상원(형)
배우자: 김춘선
자녀: 슬하 1남
군복무: 육군 상병 의병전역
종교: 천주교(세례명: 베네딕토)
의원 선수: 2
의원 대수: 20·21
정당: 무소속
지역구: 울산 북구(20·21)
이상헌(李相憲, 1954년 7월 10일~)은 대한민국의 정치인이다. 제20·21대 국회의원을 역임하였다. 본관은 경주이며 울산 출생이다.
생애

1954년 경상남도 울산군 농소면에서 태어났다. 농소초등학교, 농소중학교, 울산고등학교, 울산과학대학교, 한국방송통신대학교, 동국대학교 대학원을 졸업하였다.
울산 누리학교 교장으로서 교육 환경 개선 운동에 참여하였다.
2016년 제20대 국회의원 선거에서는 당시 무소속 윤종오 후보에게로 야권 단일화하고 더불어민주당 비례대표 26번으로 등록했으나 당선되지 못했다. 이후, 윤종오가 국회의원에 당선된 뒤, 공직선거법 위반 혐의로 최종심에서 벌금 300만 원을 선고받으면서 의원직을 상실하면서 재보궐선거가 열리게 되었다.
이후 6월 13일 열린 재보궐 선거에서 자유한국당 박대동 후보를 20% 앞서며 당선되었다.
2020년 제21대 국회의원 선거에서도 단수 공천을 받아 미래통합당 박대동 후보와 재대결하게 되었다. 정의당 김진영 후보와의 단일화가 무산되어 그가 10% 가까이 표를 잠식하는 불운이 있었지만 46.34% 득표를 하여 40.89% 득표에 그친 박대동 후보를 꺾고 재선에 성공했다.
학력

농소국민학교 졸업
농소중학교 졸업
울산고등학교 졸업
울산과학대학교 전문학사
한국방송통신대학교 학사
동국대학교 지역개발대학원 행정학 석사
동국대학교 대학원 호텔관광경영학 박사
경력

2000~2003: 새천년민주당 울산광역시 지부 북구 지구당위원장
2002: 제16대 대통령 선거 새천년민주당 노무현 대통령 후보 울산 선거대책본부장
명성재건학교 교사
울산누리학교장
울산신문사 대표
울산 흥사단 대표
울산시민단체협의회 공동대표
동북아관광개발 연구원장
야학전국연합회 상임고문
울산노인대학장
농소중학교 총동문회장
한국가스기술공사 상임감사
대통령직속 민주평화통일자문회의 울산북구협의회장
2014.03~2015.12: 새정치민주연합 울산광역시당 북구 지역위원회 위원장
2015.01~2015.12: 새정치민주연합 울산광역시당 위원장
2015.12~2024.02: 더불어민주당 울산광역시당 북구 지역위원회 위원장
2017.04~2017.05: 제19대 대통령 선거 더불어민주당 문재인 대통령 후보 울산선거대책본부장
2015.12~2016.08: 더불어민주당 울산광역시당 위원장
2018.02~2019.05: 더불어민주당 정책위원회 부의장
2018년 6월 13일: 2018년 재보궐선거 당선(울산 북구, 더불어민주당, 초선)
2018.08~2020.08: 더불어민주당 지방혁신균형발전추진단 공공기관이전분과위원회 위원
2018.08~2022.08: 더불어민주당 울산광역시당 위원장
2020년 4월 15일: 대한민국 제21대 국회의원 선거 당선(울산 북구, 더불어민주당, 재선)
2022.02~2022.03: 제20대 대통령 선거 더불어민주당 이재명 대통령 후보 대한민국대전환 선거대책위원회 총괄특보단장
경력 > 의정 활동

2018.06~2020.05: 제20대 국회의원(울산 북구, 더불어민주당, 초선)
2018.07~2020.05: 제20대 국회 후반기 문화체육관광위원회 위원
2018.07~2019.05: 제20대 국회 후반기 예산결산특별위원회 위원
2019.07~2020.05: 제20대 국회 후반기 예산결산특별위원회 위원
2020.05~2024.05: 제21대 국회의원(울산 북구, 더불어민주당→무소속, 재선)
2020.06~2022.05: 제21대 국회 전반기 문화체육관광위원회 위원
2020.07~2022.05: 제21대 국회 전반기 문화체육관광위원회 문화예술법안심사소위원회 위원
2020.07~2022.05: 제21대 국회 전반기 문화체육관광위원회 예산결산심사소위원회 위원장
2020.07~2024.05: 국회수소경제포럼 구성의원
2022.01~2023.12: 제21대 국회 2030 부산세계박람회 유치지원 특별위원회 위원
2022.07~2023.10: 제21대 국회 후반기 문화체육관광위원회 위원
2023.10~2024.05: 제21대 국회 후반기 문화체육관광위원회 위원장
전과

지방의회의원선거법위반: 벌금 100만원 - 1992년 2월 13일 선고
공직선거및선거부정방지법위반: 벌금 100만원 - 2003년 10월 2일 선고
가족 관계

형: 이상원(~2020년 6월 13일)
같이 보기

북구 (울산 선거구)
울산 북구의 국회의원
오스카어헬레네하임역

| 오스카어헬레네하임 Oskar-Helene-Heim |
| --- | --- |
 출입구
 승강장
ko
개괄
관할 기관 : 베를린교통공사
소재지 : 베를린 슈테글리츠첼렌도르프구
좌표 : 북위 52° 27′ 1″ 동경 13° 16′ 11″﻿ / ﻿북위 52.45028°  동경 13.26972° ﻿ / 52.45028; 13.26972
개업일 : 1929년 12월 22일 (1929-12-22)
역 코드 : Os
승강장수 : 1면 2선(섬식)
거리표
베를린 지하철 3호선 
비텐베르크플라츠 기점 9.0 km
   ← 자유대학교  (1.0 km)  옹켈 톰스 휘테 → (1.0 km)
     
오스카어헬레네하임역(U-Bahnhof Oskar-Helene-Heim)은 베를린 슈테글리츠첼렌도르프구 달렘에 있는 U3의 역이다. 1929년 12월 22일 틸플라츠-크루메 랑케 연장 구간 개통과 함께 영업을 시작했다. 클레이알레(Clayallee)와 아르겐티니셰 알레(Argentinische Allee)의 교차점 인근에 역이 있다. 과거 서베를린 주둔 미군 사령부가 이 역 근처에 있었으며, 미군 철수 이후에는 주 독일 미국 대사관의 영사부가 위치해 있다.
이름의 근원이 된 오스카어헬레네하임(Oskar-Helene-Heim für Heilung und Erziehung gebrechlicher Kinder)은 이 역 근처에 1914년에 설립된 어린이 정형외과 병원이다. 오스카어 핀치(Oskar Pintsch)와 헬레네 핀치(Helene Pintsch)가 설립을 추진했다. 설립 당시에는 장애 아동을 위한 병원이었으며, 제1차 세계 대전으로 인한 부상자들을 치료하기도 했다. 제2차 세계 대전 이후에는 베를린 자유대학교 부속병원이 되었다가 2000년에 폐쇄되었다.
틸플라츠-크루메 랑케 구간 연장은 인근 택지 개발을 주도한 아돌프 좀머펠트(Adolf Sommerfeld)가 추진했고 자금을 출자했다. 프리드리히 헤닝스(Friedrich Hennings)가 교량과 역사를 설계했다. 역 건물은 붉은 벽돌로 마감되었다.
2016년 이후 엘리베이터 설치가 예정되어 있었다. BVG는 2015년 중반에 엘리베이터를 완공할 예정이었다. 2016년 말에는 2017년까지 엘리베이터 완공이 계획되었고, 계획된 설치 예산은 130만 유로이다. 실제 엘리베이터 착공은 2017년 여름이었고, 2018년 11월 엘리베이터 및 도로변 진입 교량이 완공되었다. 총 비용은 약 290만 유로이다.
인접 철도역

베를린 버스 X10, 110, 115, 285, N10번 및 하펠부스 623번과 환승할 수 있다.
| 베를린 지하철 3호선 |
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| 옹켈 톰스 휘테 크루메 랑케 방면 |  | 자유대학교 바르샤우어 슈트라세 방면 |