Virgo
これが、VirgoやLIGOなどの巨大干渉検出器の主な目標である。
重力波を発見するという第一の目標を達成した後、長期的には、現在の望遠鏡や検出器とは異なる、補完的な視点で宇宙を観測することによって、天文学の新しい分野の誕生の一翼を担うことを目指している。重力波によってもたらされる情報は、電磁スペクトル( マイクロ波 、 電波 、 赤外線 、 可視スペクトル 、 紫外線 、 X線 、 ガンマ線 )、宇宙線、ニュートリノの研究によって提供される情報に追加される。重力波の検出を、天球上の可視で局所的なイベントと互いに関連付けるため、LIGOとVirgoのコラボレーションは、潜在的な重力波信号が観測されたことを数日または数時間のタイムスケールで迅速に通知するために、望遠鏡を運用する多くの研究チームとの間に相互協定を締結している。信号源が仮に本物であれば、ごく短い時間しか観測できないかもしれないため、これらの信号が本物であるかどうかを判別される前に送信されなければならない。
Virgoはミラーが吊り下げられたマイケルソン干渉計である。レーザーは、45度傾いたビームスプリッターによって2つのビームに分割される。2つのビームは、干渉計の互いに垂直な2本のアームを伝搬し、アームの端にあるミラーで反射されてビームスプリッターで再結合し、 フォトダイオードで検出される干渉を生成させる。 入射してくる重力波によって、アーム内のレーザー光の光路が変化し、フォトダイオードによって記録される干渉パターンが変化する。
このように、潜在的な重力波によって誘起された信号は、干渉計の出力で検出される光強度の変動に「埋め込まれて」いる。しかし、一般的にノイズと呼ばれるいくつかの外的要因が、干渉パターンを永続的かつ大きく変化させている。それらを除去したり軽減するために何もしなければ、期待された物理信号はノイズに埋もれてしまい、検出できないままとなってしまう。このように、VirgoやLIGOのような検出器の設計では、測定に影響を与える可能性のあるすべてのノイズ源の詳細なインベントリが必要としており、可能な限りノイズを低減するための強力で継続的な努力が必要とされる 。データ収集期間中は、専用ソフトウェアが干渉計内のノイズレベルをリアルタイムで監視し、最も大きなノイズを特定してそれを低減するための詳細な調査が行われる。検出器が「うるさすぎる」と判断した期間はデータ分析から除外されるため、これらのデッドタイムを可能な限り減らす必要がある。
単一の光共振器ではなく干渉計を使用することで、重力波に対する検出器の感度を大幅に向上させることができる。 実際、干渉測定に基づくこの構成では、いくつかの実験ノイズの寄与が大幅に減少する。これらのノイズは、単一の光共振器の長さに比例するのではなく、アーム間の長さの差に依存する(したがって、アームの長さを等しくすることでノイズを軽減できる)。さらに、干渉計の構成は、その伝播方向を横切る平面内の重力波によって誘起される微分効果の恩恵を受ける。光路の長さ L {\displaystyle L} が量の δ L {\displaystyle \delta L} によって変化するとき、同じ長さの垂直光路は − δ L {\displaystyle -\delta L} (同じ大きさで、逆の符号)によって変化する。そして、マイケルソン干渉計の出力ポートでの干渉は、2本のアーム間の長さの差に依存する。したがって、測定された効果は、単一の光共振器に対して2倍に増幅される。
次に、干渉計のさまざまなミラーを「凍結」させなければならない。ミラーが動くと、光共振器の長さが変化し、装置の出力ポートで読み取られる干渉信号も変化する。 基準との相対的なミラー位置とその位置合わせは、長さでは0.1 ナノメートル、角度では数ナノラジアンのレベルの精度で、リアルタイムで正確に監視される 。検出器の感度が高いほど、最適な動作範囲は狭くなる。
さまざまなミラーが自由に動いている初期構成からその動作範囲に到達することは、 制御システムの課題である。最初のステップでは、各ミラーを局所的に制御して、残留運動を減衰させる。