Introduction à la D é tection des Ondes Gravitationelles

1. Introduction à la Détection des Ondes Gravitationelles Ronald W. Hellings Montana State University et NASA Atelier Pulsars IAP Paris 1/16/06

2. 2 masses libres l’espace mouvement dans cette dimension est sans signification Les masses se poursuivent avec des lasers Qu’est-ce qu’une onde gravitationelle? • Analogie en 2 dimensions

3. chaque tranche est une section d’un arc de rayon constant L’onde gravitationelle est une onde de courbure

5. Pendant que l’onde gravitationelle passe à travers l’espace... les masses libres restent fixées à leurs points coordonnés pendant que la distance entre les deux

6. croit à cause de l’espace supplémentaire dans l’onde de courbure. Le signale laser couvre d’avantage de distance et subit un retard

7. Pourquoi une onde gravitationelle est-elle une déformation de l’espace? les points proches ont peu d’espace injecté les points plus éloignés ont plus d’espace injecté

8. moins d’éspace Ondes Gravitationelles Quadrupolaires un circle de masses d’épreuve libres h+ plus d’éspace

9. Ondes Gravitationelles Quadrupolaires un circle de masses d’épreuve libres h

10. Let’s do the math

11. polarisation élliptique angle de polarisation  vecteur de propagation s Géometrie onde plane pulsar terre

12. e.g. choisir l’axe z dans la direction de et l’axe x pour que  = 0. Alors Le Tenseur Métrique d’Onde Gravitationelle

13. Approximer et intégrer où Le chemin du signal radio depuis le pulsar jusqu’à la terre est un chemin null, donc

14. réception est à émission est à et Le changement de distance est proportionnel à l’intégral de l’amplitude de l’onde. hij est une onde, donc

15. en prennant la dérivée de et ou Trouvons, par contre, un observable proportionnel à l’onde Les ondes gravitationelles sont proportionelles à la dérivée temporelle des résidus des temps d’arrivée. Mais... dans la limite d’ondes longues (>s), VIRGO bande basse-fréquence de LISA

16. maintenant ~1000 ans Chaque pulsar dans chaque direction a un signale de chronométrage correllé grace à ce term. Ceci permet une analyse de corrélation pondérée d’utiliser de façon optimalle les données de pulsars multiples. La Limite Pulsar

17. La partie corréllée du bruit de chronométrage Pour le pulsar n dans la direction sn, on peut écrire (Ceci généralise le resultat de Hellings & Downs, 1983, qui a supposé les ondes gravationelles plane-polarisées.)

18. La corrélation des données de 2 pulsars produira Donc où *calcul de Rick Jenet

19. L’Analyse des Données Les Données Poids Effectif Autocorrélation de h

20. Le Spectre des Ondes Gravitationelles Temps d’observation Bande Type Sources Instrument 10 Hz  1000 Hz étoiles compactes barres, VIRGOs HF 1 jour etoiles compactes binaires 0.1 Hz  10Hz quelques jours MAGGIE, lunar LIGO MF 10 mHz  10 mHz binaires SMBHs LF 1 année LISA 1 nHz  10 mHz astrophysique cosmique 1 vie Pulsars VLF 1 nHz  0 Hz COBE, MAP Planck, etc. photos seulement structure cosmique ULF