Vai al contenuto

Interferometro VIRGO

Da Wikipedia, l'enciclopedia libera.
Esperimento Virgo
TipoCollaborazione scientifica internazionale
Affiliazione internazionaleLVK (Collaborazione LIGO-Virgo-KAGRA)
Fondazione1993
FondatoreINFN-CNRS
ScopoRivelazione delle onde gravitazionali
Sede centraleItalia (bandiera) Osservatorio Gravitazionale Europeo
Area di azioneRicerca di base
SpokespersonItalia (bandiera) Gianluca Gemme
Impiegati910 da 39 diversi gruppi di ricerca (2025)
Sito web
Modifica dati su Wikidata · Manuale

L'interferometro Virgo è uno strumento scientifico per la rivelazione delle onde gravitazionali. È situato in Italia nel comune di Cascina, vicino Pisa. Il rivelatore è un interferometro di Michelson, il quale può rivelare le minuscole variazioni di lunghezza nei suoi due bracci lunghi 3 km ciascuno indotte dal passaggio di un'onda gravitazionale. L'enorme precisione richiesta per poter osservare questo fenomeno si ottiene usando diversi sistemi volti a isolare lo strumento dall'ambiente circostante, 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 e l'altro, il rivelatore viene migliorato con degli aggiornamenti hardware in modo da aumentare la sua sensibilità. Questi periodi osservativi sono pianificati in collaborazione con gli altri rivelatori gravitazionali attualmente in operazione: i due LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatories) negli Stati Uniti e il giapponese KAGRA (Kamioka Gravitational Wave Detector), in quanto la collaborazione e la 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 ancora solo una predizione teorica della Relatività Generale. Il progetto, che prende il nome dall'Ammasso della Vergine,[1] fu approvato nel 1992 e la sua costruzione fu completata nel 2003. Dopo diversi anni di miglioramenti senza rivelazioni, l'interferometro venne spento nel 2011 per permettere l'installazione degli aggiornamenti che l'avrebbero portato alla versione di seconda generazione detta "Advanced Virgo". Nel 2015, la prima rivelazione di onde gravitazionali da parte dei due rivelatori LIGO avvenne mentre Virgo si trovava ancora in una fase di aggiornamento. Virgo riprese le osservazioni all'inizio di agosto 2017, facendo la sua prima rivelazione il 14 dello stesso mese insieme ai due LIGO. Questa fu seguita, pochi giorni dopo, dalla rivelazione dell'onda gravitazionale GW170817, generata dalla fusione di due stelle di neutroni, che rimane (a dicembre 2025) l'unica che è stata osservata anche con osservazioni elettromagnetiche (ottico, raggi gamma, raggi X e radiotelescopi).[2]

Virgo è situato presso l'Osservatorio Gravitazionale Europeo (EGO),[3] un consorzio fondato dal Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS, Francia) e dall'Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN, Italia). La collaborazione Virgo,[4] che riunisce attualmente 910 membri da 21 nazioni, si occupa del funzionamento del 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; a partire dal 2019 sono stati ulteriormente condivisi anche con KAGRA, formando la collaborazione LVK (LIGO-Virgo-KAGRA).[5]

Organizzazione

[modifica | modifica wikitesto]

     Stati europei con istituti di ricerca che contribuiscono a EGO ed alla Collaborazione Virgo.

     Stati europei con istituti di ricerca che contribuiscono alla Collaborazione Virgo.

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).[6] 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.[7] Istituti dalla Polonia, Spagna e Belgio si unirono ad EGO come osservatori nel 2023,[8] con gli istituti belgi FWO e FNRS che diventarono poi membri effettivi nel 2025.[9] EGO è responsabile dell'area dove sorge Virgo e 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 promuovere la ricerca sulla gravità in Europa.[3] Tra il 2018 e il 2024 il budget di EGO è fluttuato tra i 9 e gli 11.5 milioni di euro l'anno.[10]

La Collaborazione Virgo è formata da tutti i ricercatori e le ricercatrici che lavorano sui vari aspetti del rivelatore. Alla fine del 2024 era composta da circa 910 membri provenienti da 165 diversi istituti di ricerca in 21 paesi:[11][12] 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.[12]

La Collaborazione Virgo fa parte della più grande Collaborazione LVK, che raccoglie scienziati e scienziate dagli altri maggiori esperimenti di onde gravitazionali per analizzare i dati in maniera congiunta.[13][14] La Collaborazione LVK iniziò nel 2007[5] come Collaborazione LIGO-Virgo (LVC), e si espanse nel 2019 quando si unì anche KAGRA.[15][16]

Motivazione scientifica

[modifica | modifica wikitesto]
Simulazione al computer di onde gravitazionali emesse dal decadimento orbitale e dalla successiva fusione di due buchi neri.
Visual representation of a signal which increases in frequency
Tipico "chirp" di un segnale di onda gravitazionale, preso dall'evento GW170817. L'asse x rappresenta il tempo, l'asse y la frequenza. L'aumento della frequenza nel tempo è tipico delle onde gravitazionali da oggetti binari compatti, e la sua forma è determinata sopratutto dalla massa degli oggetti astrofisici coinvolti.[17]

Virgo è stato progettato per rivelare onde gravitazionali emesse da sorgenti astrofisiche che possono essere classificate in tre diverse categorie:[18]

  • Sorgenti transienti: oggetti rivelabili solo per un breve periodo. Le sorgenti principali in questa categoria sono coalescenze di binarie compatte (CBC) da buchi neri binari (o stelle di neutroni binarie) che si stanno fondendo: queste sorgenti emettono un segnale che cresce rapidamente e che diventa rivelabile solo negli ultimi secondi 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 rivelabile su un lungo periodo di tempo. I candidati principali sono le stelle di neutroni in rapida rotazione (pulsar), 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 stato originato nei primissimi momenti di vita dell'universo (fondo stocastico primordiale).

La rivelazione delle onde gravitazionali da queste sorgenti costituisce una nuova finestra osservativa (spesso con informazioni differenti rispetto ai metodi classici di osservazione con i telescopi), che consente di esaminare proprietà fondamentali della gravità, come la polarizzazione delle onde gravitazionali,[19] la presenza di possibili lenti gravitazionali,[20] la misura della costante di Hubble[21] e di determinare se i segnali osservati sono descritti correttamente dalla Relatività Generale.[22]

Il progetto Virgo fu approvato nel 1992 dal CNRS e l'anno successivo dall'INFN. La costruzione del rivelatore iniziò nel 1996 a Santo Stefano a Macerata vicino Cascina,[23] in provincia di Pisa, e fu completata nel 2003. Dopo diversi periodi osservativi nei quali non fu osservato alcun segnale di onde gravitazionali, l'interferometro fu spento nel 2011 per iniziare un lungo periodo di aggiornamento. Diventato un rivelatore di seconda generazione noto come Advanced Virgo, il rivelatore riprese le osservazioni nel 2017 e fece le sue prime due rivelazioni poco dopo insieme ai due rivelatori americani LIGO.[24]

Sebbene il concetto delle onde gravitazionali fosse stato presentato da Albert Einstein nel 1916,[25] progetti finalizzati alla loro rivelazione iniziarono solo verso la fine degli anni '60 del Novecento.[26] I primi tra questi furono le cosiddette barre di Weber, che prendono il nome dal loro inventore Joseph Weber;[27] 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 allo studio e alla rivelazione di questo fenomeno.[28]

L'idea di un grande rivelatore interferometrico iniziò a guadagnare credibilità durante i primi anni '90 del Novecento. Il progetto Virgo fu teorizzato dal ricercatore italiano Adalberto Giazotto e dal francese Alain Brillet dopo che si incontrarono a Roma nel 1985. Un fattore chiave che distinse Virgo rispetto agli altri progetti fu l'obiettivo di rivelare segnali fino alle basse frequenze intorno ai 10 hertz (Hz), mentre la maggior parte dei progetti dell'epoca si concentrava sulle alte frequenze (intorno ai 500 Hz e superiori). 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,[29] che venne proposto per la prima volta nel 1987.[30] 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.[29] Dopo l'approvazione del CNRS e dell'INFN, la costruzione dell'interferometro iniziò nel 1996 con l'obiettivo di iniziare le osservazioni nel 2000.[31]

Il primo scopo di Virgo era quello di rivelare direttamente le onde gravitazionali, la cui esistenza era stata già evidenziata in modo indiretto da oltre tre decenni 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 la predizione della Relatività Generale secondo cui il sistema stava perdendo energia emettendo onde gravitazionali.[32]

Rivelatore Virgo

[modifica | modifica wikitesto]

Il rivelatore Virgo fu costruito, messo in funzione e tenuto 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 erano dispositivi molto promettenti per rivelare onde gravitazionali in un'ampia banda di frequenze.[33][34] Questa fase è a volte chiamata "Virgo iniziale" o semplicemente "Virgo".[35][36]

La costruzione del rivelatore Virgo fu completata nel giugno del 2003[37] e dopo quattro anni di commissioning vi furono diversi periodi di presa dati (detti "run scientifici") tra il 2007 e il 2011.[38][39] Alcuni di questi periodi vennero condotti insieme ai due rivelatori LIGO, locati negli Stati Uniti presso Hanford (Washington) e Livingston (Louisiana).[40] Ci fu uno spegnimento di alcuni mesi nel 2010 per un aggiornamento del sistema delle sospensioni di Virgo, in cui i fili originali delle sospensioni, realizzati in acciaio, vennero sostituiti da fibre di vetro per ridurre il rumore termico.[41] La presa dati con il nuovo sistema di sospensioni continuò per diversi mesi, ma non venne registrato nessun segnale gravitazionale. Il rivelatore venne quindi spento nel settembre del 2011 per iniziare l'installazione di tutta una serie di miglioramenti che avrebbero portato il rivelatore alla versione Advanced Virgo.[42]

Rivelatore Advanced Virgo

[modifica | modifica wikitesto]
Six graphs and three graphics
Prima rivelazione diretta di un'onda gravitazionale fatta da Virgo il 14 Agosto 2017 (GW170814).

Il rivelatore Advanced Virgo aveva l'obiettivo di migliorare la sensibilità e la distanza da cui un segnale gravitazionale può essere rivelato di un fattore 10 rispetto a Virgo, permettendo di esplorare un volume di universo 1000 volte più grande e rendendo quindi la rivelazione delle onde gravitazionali più probabile.[29][43] Il miglioramento della sensibilità beneficiò molto dell'esperienza acquisita con il rivelatore Virgo e dei progressi tecnologici nello sviluppo e nel miglioramento di alcune componenti dell'esperimento.[43]

Il rivelatore Advanced Virgo mantenne per il sistema da vuoto la stessa infrastruttura di Virgo, ma il resto dell'interferometro venne aggiornato. Quattro criotrappole 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 di quelli di Virgo, con un diametro di 35 cm e un peso di 40 kg, e le loro caratteristiche ottiche erano state anch'esse migliorate. Gli elementi ottici usati per controllare l'interferometro erano messi sotto vuoto su montature sospese, e venne installato un sistema di ottica adattiva per correggere le aberrazioni degli specchi in situ. Nel piano originale, era previsto che la potenza del laser avrebbe raggiunto i 200 W con l'esperimento nella sua configurazione finale e alla sensibilità di progetto.[44]

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 allo scopo di massimizzare il tempo osservativo con diversi rivelatori. Questi periodi osservativi con i rivelatori di seconda generazione vengono identificati con la lettera O seguita dal numero del run (O1, O2, ecc.): 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 binari osservata sia da LIGO che da Virgo, e la prima rivelazione in assoluto per Virgo.[45][46]

Il segnale GW170817 fu rivelato sia da LIGO che da Virgo il 17 agosto 2017. Questo segnale, prodotto negli ultimi minuti dello spiraleggiamento di due stelle di neutroni una vicino all'altra fino alla loro 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 durante l'evento, e i telescopi ottici scoprirono più tardi una kilonova corrispondente alla fusione delle due stelle di neutroni.[2][47]

Dopo l'installazione di ulteriori aggiornamenti e miglioramenti, Advanced Virgo ha iniziato il terzo periodo osservativo (O3) nell'aprile 2019. Tale presa dati sarebbe dovuta durare un anno,[48] ma fu interrotta in anticipo il 27 marzo 2020 a causa della pandemia di COVID-19.[49]

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 run 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 installati alla fine dei bracci dell'interferometro è previsto che siano 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 fase precedente.[50]

Il quarto periodo osservativo (O4) era previsto che iniziasse a maggio 2023 e che avrebbe avuto una durata di 20 mesi, includendo una pausa (fino a due mesi) per un periodo di commissioning.[51] 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.[52] 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 Megaparsec (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. A giugno 2025, la presa dati viene ulteriormente estesa fino al 18 novembre 2025, permettendo di avere una sovrapposizione tra il periodo di osservazione degli interferometri gravitazionali e le prime operazioni dell'Osservatorio Vera Rubin. Queste tre estensioni del run sono designate come O4c, iniziato ufficialmente il 28 gennaio 2025.[51][53]

Il rivelatore verrà nuovamente spento dopo la presa dati di O4 per l'installazione di nuovi aggiornamenti, che dovrebbero includere anche 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: allo stato attuale è previsto che in O5 abbia una sensibilità tra i 70 e i 130 Mpc. I piani per il suo ingresso in O5 dovrebbero essere resi pubblici nel 2025.[51]

Nessun piano ufficiale è stato annunciato per il futuro di Virgo dopo O5, anche se sono stati suggeriti diversi progetti per migliorare ulteriormente il rivelatore sfruttando al massimo l'infrastruttura esistente: i piani attuali della collaborazione al riguardo sono noti come progetto Virgo_nEXT.[54]

Principio di rivelazione

[modifica | modifica wikitesto]
Principio di 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.[55]

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 nei due bracci. I due fasci vengono poi ricombinati, e la figura d'interferenza risultante dalla loro ricombinazione viene misurata con un fotodiodo. Poiché 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.[56]

Laser e sistema di iniezione

[modifica | modifica wikitesto]
Another schematic diagram
Schema ottico dell'interferometro Virgo durante il run osservativo O4 (2023–2025), in cui sono stati inclusi lo specchio di ricircolo del segnale e la cavità di filtraggio (assenti nel precedente run osservativo O3). Le stime dei valori di potenza del laser sono indicative.[50]

Il laser (la sorgente di luce dello strumento) deve essere molto potente e stabile sia in frequenza che in ampiezza.[57] Per soddisfare questi requisiti, il fascio laser viene originato da un laser molto stabile a bassa potenza.[58] 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 furono raggiunti 50 watt (W) di potenza di uscita, aumentati fino a 100 W durante il run osservativo O3 in seguito agli aggiornamenti della fase Advanced Virgo. Virgo 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 un ND:YVO4.[37] La configurazione di Advanced Virgo usa invece 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 laser per raggiungere la potenza richiesta.[44][59] La lunghezza d'onda del laser è di 1064 nanometri, sia nell'attuale configurazione Advanced Virgo che in quella di Virgo.[50]

Questo fascio laser è inviato dentro l'interferometro dopo essere passato attraverso il sistema di iniezione, che ne assicura la stabilità, ne aggiusta la forma e potenza, e lo posiziona nella maniera corretta 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 riflessa di ritornare dentro il laser, e un telescopio di "mode-matching" che adatta la dimensione e la posizione del fascio prima che entri nell'interferometro.[44]

A round mirror
Specchio del rivelatore Virgo iniziale, ora esposto nel sito di Virgo.

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 viene riflessa 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[60] e si ha inoltre un notevole aumento della potenza della luce circolante nei bracci. Questi specchi, progettati appositamente per Virgo, sono cilindri fatti di un vetro estremamente puro,[61] con un diametro di 35 cm ed uno spessore di 20 cm.[44] 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.[62] Si aggiunge successivamente un coating riflettente, che consiste di un riflettore di Bragg prodotto con la tecnica dello ion beam sputtering.[28] Gli specchi alla fine dei bracci riflettono quasi tutta la luce incidente, con meno dello 0.002% perso ad ogni riflessione.[63]

Gli altri due specchi principali nello schema ottico dell'esperimento sono:

  • Lo specchio di ricircolo di potenza, posizionato tra il laser ed il beam splitter. Poiché la maggior parte della luce è riflessa verso il laser dopo che dai bracci ritorna sul beam splitter, questo specchio ri-inietta la luce all'interno dell'interferometro permettendo di aumentare la potenza nei bracci.
  • Lo specchio di ricircolo del segnale, posizionato tra il beam splitter e 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 subito dopo la fusione di un oggetto astrofisico compatto.[28][50]

Superattenuatori

[modifica | modifica wikitesto]
Diagram of a superattenuator
Lo specchio di Virgo è sostenuto in vuoto da un superattenuatore, che attenua le vibrazioni sismiche. Il superattenuatore consiste di una catena di pendoli sospesi da una piattaforma superiore e supportata da tre gambe ancorate al suolo, che formano un pendolo invertito.[39] Le vibrazioni sopra i 10 Hz sono ridotte di un fattore superiore a 1012,[64] e la posizione dello specchio è costantemente tenuta sotto controllo.

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 realizzate in silice[65] che sono attaccate ad una serie di attenuatori. Questo superattenuatore, alto circa 8 metri, è posto in vuoto.[66] 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 tutti sospesi in vuoto.[44]

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, introducendo frequenze di risonanza che sono più alte di quella di un singolo pendolo lungo.[67] La più alta frequenza di risonanza è intorno ai 2 Hz, che fornisce una riduzione significativa del rumore iniziando dai 4 Hz[44] 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.[67]

Sistema di rivelazione

[modifica | modifica wikitesto]

Parte della luce laser presente nelle cavità dei bracci dell'interferometro è inviata dal beam splitter verso il sistema di rivelazione. L'interferometro lavora vicino alla 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 reimmessa 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).[68] Infine arriva ai fotodiodi che misurano l'intensità della luce laser. Sia l'output mode cleaner che i fotodiodi sono sospesi e in vuoto.[43]

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).[69]

Per il run osservativo O3 è stata introdotta una sorgente di vuoto "squeezed" (proposta per la prima volta nel 1981 da Carlton Caves[70]) in modo da ridurre il rumore quantistico (una delle 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 Advanced Virgo (e negli altri rivelatori interferometrici di onde gravitazionali) sono l'ampiezza e la fase della luce laser.[71]

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).[72] 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%.[71]

Lo squeezing può essere reso ancora più efficace[73] con l'utilizzo di una apposita cavità (lunga 285 metri nel caso di Advanced Virgo), 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.[74][75]

Infrastruttura

[modifica | modifica wikitesto]

Visto dall'alto, il rivelatore Advanced 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 beam splitter e gli specchi di input. Lungo il braccio ovest, un edificio ospita la cavità dell'input mode cleaner. Gli specchi finali si trovano in un edificio apposito situato alla fine di ogni braccio dell'interferometro. A sud del braccio ovest sono presenti diversi edifici che ospitano uffici, officine, il centro di calcolo del sito e la sala di controllo del rivelatore.[76]

I tunnel dei bracci dell'interferometro contengono i tubi nei quali i fasci laser viaggiano in vuoto. Advanced Virgo ospita uno dei sistemi di ultra alto vuoto più grandi d'Europa, con un volume complessivo di circa 6800 metri cubi.[77] 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). Le molecole di gas residuo (principalmente idrogeno ed acqua) hanno un impatto limitato sul cammino del fascio laser.[44] 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 anch'esse in vuoto) senza rompere l'ultra alto vuoto nei bracci dell'interferometro. Queste torri sono divise in due sezioni, con pressioni differenti.[78] 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 siano state sottoposte allo stesso processo di baking durante il periodo del rivelatore Virgo, oggi per prevenire la contaminazione di queste particelle si utilizzano trappole criogeniche.[44]

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[79] 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", ossia difetti permanenti introdotti negli specchi durante il processo di produzione.[44][80] Durante il run osservativo O3, la TCS ha aumentato la potenza circolante nell'interferometro del 15% e ha ridotto la potenza persa dell'interferometero di un fattore due.[81]

A shiny round device, with a hand for scale
Un calibratore Newtoniano ("NCal") prima di essere installato nel rivelatore. Diversi di questi calibratori sono istallati vicino gli specchi alla fine dei bracci. Il movimento del rotore genera una forza gravitazionale variabile sullo specchio, permettendone il movimento controllato.[82]

Un'altra componente importante è il sistema di controllo della luce diffusa, ossia 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 alle ottiche e all'interno dei tubi da vuoto. Vengono inoltre prese delle precauzioni aggiuntive per fare in modo che i baffles non interferiscano con il lavoro dell'interferometro.[77][83][84]

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, questo si otteneva principalmente facendo muovere un pendolo sul quale era sospeso lo specchio tramite delle bobine per generare un campo magnetico che andasse ad interagire con i magneti fissati sul pendolo stesso.[85] 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.[86][87] 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.[87][88] 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.[82]

Lo strumento richiede inoltre un efficiente sistema di acquisizione che gestisca i dati misurati all'output dell'interferometro e dai sensori sul sito, scrivendoli in opportuni file che vengono poi subito distribuiti per l'analisi dati. Per questo scopo sono stati sviluppati negli anni dell'elettronica hardware e software appositamente dedicati.[89]

Rumore e sensibilità

[modifica | modifica wikitesto]

Sorgenti di rumore

[modifica | modifica wikitesto]
Graph and corresponding visualisation of an anomaly
Un glitch cosidetto "Koi fish" dai dati del 2015 del rivelatore LIGO Hanford. Nella parte superiore è mostrata la risposta del rivelatore (la strain) in funzione del tempo, mentre in quella inferiore la distribuzione della potenza in frequenza. Questo tipo di glitch è di origine misteriosa e copre un ampio intervallo di frequenza, con delle "pinne" caratteristiche alle frequenze più basse.[90]

Il rivelatore Advanced Virgo è sensibile a diverse sorgenti di rumore che limitano la sua capacità 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:[77][91]

  • rumore sismico: ogni movimento del terreno dovuto a sorgenti come le onde del Mar Mediterraneo, il vento o l'attività umana, generalmente a frequenze molto basse fino ai 10 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 la sensibilità del rivelatore nella regione compresa tra alcune decine ed alcune centinaia di Hz;
  • rumore quantistico: include lo shot noise del laser (corrispondente a fluttuazioni nella potenza ricevuta dai fotodiodi) dominante 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, in modo analogo alla corda di un violino); linee di calibrazione, che appaiono quando gli specchi vengono mossi per effettuare le calibrazioni con i metodi descritti in precedenza.[92][93]

Ulteriori sorgenti di rumore possono avere un impatto limitato o a breve termine: ad esempio cattive condizioni atmosferiche o terremoti possono temporaneamente aumentare il livello del rumore.[77] 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.[94]

Sensibilità del rivelatore

[modifica | modifica wikitesto]
A graph
Curva di sensibilità del rivelatore Virgo da 10 Hz a 10 kHz ad Agosto 2011.[95][96] 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 alla risposta delle cavità ottiche dell'interferometro. Nel mezzo ci sono risonanze e rumori strumentali, inclusi la frequenza di 50 Hz della rete elettrica e le sue armoniche.[91]

La sensibilità del rivelatore è funzione della frequenza: è rappresentata da una curva che corrisponde allo spettro di potenza del rumore (o allo spettro di ampiezza, la radice quadrata dello spettro di potenza). Più la curva è bassa, maggiore è la sensibilità. Advanced Virgo è un rivelatore a banda larga la cui sensibilità va da alcuni Hz a 10 kHz. Una sua curva di sensibilità ai tempi di Virgo (2011) è rappresentata in scala logaritmica.[97]

La misura più comune della sensibilità di un rivelatore di onde gravitazionali è la distanza di rivelazione, 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 Mpc.[98] La distanza di rivelamento per Advanced Virgo durante il run osservativo O3 è stata tra i 40 e i 50 Mpc.[51] 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.[98]

La sensibilità di un rivelatore scala circa come , dove è la lunghezza delle cavità nei bracci dell'interferometro e 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.[91][99]

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 distribuirli, lo sforzo su questa parte è condiviso con i membri delle collaborazioni LIGO e KAGRA in quanto parte della più grande collaborazione LVK.[14]

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.[100] I dati sono poi generalmente disponibili sulla piattaforma GWOSC (Gravitational Wave Open Science Center).[101][102]

L'analisi dei dati richiede una varietà di tecniche che mirano ad identificare segnali da diversi 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 utilizzata per allertare online la comunità scientifica.[103] Ulteriori analisi sono portate avanti offline dopo il periodo di acquisizione dati, incluse ricerche di sorgenti continue,[104] di un fondo stocastico,[105] o analisi più approfondite degli eventi rivelati.[103]

Risultati scientifici

[modifica | modifica wikitesto]
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 di avere una localizzazione molto più precisa (in questo caso, un'area più piccola di un fattore 20).

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, denominato 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.[45]

L'evento fu seguito poco dopo 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 suoi dati.[2] Questo evento, che ha coinvolto oltre 4000 astronomi,[106] ha migliorato la comprensione delle fusioni delle stelle di neutroni[107] e messo limiti più stringenti sulla velocità della gravità.[108]

Sono state inoltre 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,[109] ricerche mirate verso Scorpius X-1[110] e diverse pulsars note (come la pulsar del Granchio o quella delle Vele),[111][112] e una ricerca diretta verso i resti di supernova Cassiopea A e Vela Jr.[113] e il centro galattico.[114] 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.[109]

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.[115]

Sono state anche ottenute nuove 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.[21]

Divulgazione scientifica

[modifica | modifica wikitesto]

La collaborazione Virgo partecipa a diverse attività che promuovono la comunicazione sulle onde gravitazionali per il pubblico.[116] Un esempio di queste attività sono i tour guidati alle strutture di Virgo per le scuole, le università e il pubblico.[117] Tuttavia, molte attività di divulgazione hanno luogo fuori dal sito di Virgo: queste includono lezioni pubbliche e corsi sulle attività di Virgo,[116] partecipazione a festival scientifici,[118][119][120] 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[121] e "On Air" al Palais di Tokyo[122] a concerti.[123] Le attività includono anche la promozione dell'uguaglianza di genere nella scienza, evidenziando nelle comunicazioni al pubblico il ruolo delle donne che lavorano in Virgo.[124]

  1. ↑ Onde gravitazionali: rivelazioni rivoluzionarie, su media.inaf.it. URL consultato il 13 agosto 2025.
  2. 1 2 3 Abbott, B. P.; Abbott, R.; Abbott, T. D.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adams, T.; Addesso, P.; Adhikari, R. X.; Adya, V. B.; Affeldt, C.; Afrough, M.; Agarwal, B.; Agathos, M.; Agatsuma, K.; et al., Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger, in The Astrophysical Journal, vol. 848, n. 2, 16 ottobre 2017, pp. L12, Bibcode:2017ApJ...848L..12A, DOI:10.3847/2041-8213/aa91c9, ISSN 2041-8213 (WC · ACNP), arXiv:1710.05833, 217162243.
  3. 1 2 Missione - EGO: European Gravitational Observatory, su ego-gw.it. URL consultato il 13 agosto 2025.
  4. ↑ (EN) The Virgo Collaboration, su virgo-gw.eu, The Virgo Collaboration, 18 febbraio 2021. URL consultato il 13 agosto 2025.
  5. 1 2 (EN) LIGO-M060038-v5: Memorandum of Understanding (MoU) Between VIRGO and LIGO, su dcc.ligo.org, Marzo 2019. URL consultato il 13 Agosto 2025.
  6. ↑ Storia di Virgo, su ego-gw.it. URL consultato il 13 agosto 2025.
  7. ↑ (EN) Rossi, Guglielmo, NWO-I, new Associate member of the European Gravitational Observatory, su EGO - European Gravitational Observatory, 24 marzo 2022. URL consultato il 13 agosto 2025.
  8. ↑ (EN) Rossi, Guglielmo, EGO welcomes new observer members from Belgium, Spain and Poland, su EGO - European Gravitational Observatory, 4 agosto 2023. URL consultato il 13 agosto 2025.
  9. ↑ (EN) Rossi, Guglielmo, Belgium is the fourth European country to join the EGO consortium, su EGO - European Gravitational Observatory, 19 marzo 2025. URL consultato il 13 agosto 2025.
  10. ↑ (EN) Carpinelli, Massimo, EGO Council Report (PDF), su ego-gw.it, European Gravitational Observatory, 12 luglio 2023. URL consultato il 13 agosto 2025.
  11. ↑ (EN) The Virgo Collaboration, Winners of the Virgo Award 2024 announced, su Virgo, 7 novembre 2024. URL consultato il 13 agosto 2025.
  12. 1 2 The Virgo Institutions, su virgo-gw.eu, The Virgo Collaboration. URL consultato il 13 agosto 2025 (archiviato il 16 luglio 2024).
  13. ↑ (EN) Scientific Collaboration – Virgo, su virgo-gw.eu, The Virgo Collaboration. URL consultato il 13 agosto 2025 (archiviato il 31 marzo 2023).
  14. 1 2 (EN) Our Collaborations, su ligo.caltech.edu, LIGO Lab | Caltech. URL consultato il 13 agosto 2025 (archiviato il 26 febbraio 2023).
  15. ↑ LIGO Scientific Collaboration – Learn about the LSC, su ligo.org, LIGO Lab | Caltech. URL consultato il 13 agosto 2025 (archiviato il 3 aprile 2023).
  16. ↑ KAGRA to Join LIGO and Virgo in Hunt for Gravitational Waves, su ligo.caltech.edu, LIGO Lab | Caltech, 4 ottobre 2019. URL consultato il 13 agosto 2025 (archiviato il 18 novembre 2020).
  17. ↑ (EN) Sources and Types of Gravitational Waves, su ligo.caltech.edu, LIGO Lab | Caltech. URL consultato il 13 agosto 2025 (archiviato il 1º ottobre 2024).
  18. ↑ (EN) Astrophysical Sources of Gravitational Waves, su virgo-gw.eu, The Virgo Collaboration. URL consultato il 13 agosto 2025 (archiviato il 24 maggio 2024).
  19. ↑ Eardley, Douglas M.; Lee, David L.; Lightman, Alan P.; Wagoner, Robert V.; Will, Clifford M., Gravitational-Wave Observations as a Tool for Testing Relativistic Gravity, in Physical Review Letters, vol. 30, n. 18, 30 aprile 1973, pp. 884–886, Bibcode:1973PhRvL..30..884E, DOI:10.1103/PhysRevLett.30.884, hdl:2060/19730012613, 120335306.
  20. ↑ Abbott, R. et al., Search for Lensing Signatures in the Gravitational-Wave Observations from the First Half of LIGO–Virgo's Third Observing Run, in The Astrophysical Journal, vol. 923, n. 1, 2021, p. 14, Bibcode:2021ApJ...923...14A, DOI:10.3847/1538-4357/ac23db, arXiv:2105.06384, 234482851.
  21. 1 2 The LIGO Scientific Collaboration; the Virgo Collaboration; the KAGRA Collaboration; Abbott, R.; Abe, H.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adhikari, N.; Adhikari, R. X.; Adkins, V. K.; Adya, V. B.; Affeldt, C.; Agarwal, D.; Agathos, M.; Agatsuma, K.; et al., Constraints on the Cosmic Expansion History from GWTC–3, in The Astrophysical Journal, vol. 949, n. 2, 2023, p. 76, Bibcode:2023ApJ...949...76A, DOI:10.3847/1538-4357/ac74bb, arXiv:2111.03604, 243832919.
  22. ↑ Van Den Broeck, Chris, Probing Dynamical Spacetimes with Gravitational Waves, in Ashtekar, Abhay; Petkov, Vesselin (a cura di), Springer Handbook of Spacetime, Springer Handbooks, Berlin; Heidelberg, Springer, 2014, pp. 589–613, Bibcode:2014shst.book..589V, DOI:10.1007/978-3-642-41992-8_27, ISBN 978-3-642-41992-8, arXiv:1301.7291, 119242493. URL consultato il 23 aprile 2023.
  23. ↑ Cascina | Centro onde gravitazionali “Virgo”, su Terre di Pisa. URL consultato il 14 agosto 2025 (archiviato il 21 febbraio 2024).
  24. ↑ (EN) Virgo History, su virgo-gw.eu, The Virgo Collaboration. URL consultato il 14 agosto 2025 (archiviato il 1º agosto 2024).
  25. ↑ (DE) Albert Einstein, Näherungsweise Integration der Feldgleichungen der Gravitation, in Atti della Regia Accademia Prussiana delle Scienze (Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften), 1º gennaio 1916, pp. 688–696, Bibcode:1916SPAW.......688E. URL consultato il 14 agosto 2025 (archiviato il 7 marzo 2023).
  26. ↑ (EN) David Lindley, A Fleeting Detection of Gravitational Waves, in Physics, vol. 16, 22 dicembre 2005, p. 19. URL consultato il 14 agosto 2025 (archiviato il 27 settembre 2011).
  27. ↑ (EN) J. Weber, Gravitational-Wave-Detector Events, in Physical Review Letters, vol. 20, n. 23, 3 giugno 1968, pp. 1307–1308, Bibcode:1968PhRvL..20.1307W, DOI:10.1103/PhysRevLett.20.1307. URL consultato il 14 agosto 2025.
  28. 1 2 3 (EN) Diego Bersanetti, Barbara Patricelli, Ornella Juliana Piccinni, Francesco Piergiovanni, Francesco Salemi, Valeria Sequino, Advanced Virgo: Status of the Detector, Latest Results and Future Prospects, in Universe, vol. 7, n. 9, agosto 2021, p. 322, Bibcode:2021Univ....7..322B, DOI:10.3390/universe7090322, ISSN 2218-1997 (WC · ACNP). URL consultato il 14 agosto 2025.
  29. 1 2 3 Adalberto Giazotto, La Musica Nascosta dell'Universo: La Mia Vita a Caccia delle Onde Gravitazionali, in Einaudi, Torino, 2018, Bibcode:2018lmnd.book.....G.
  30. ↑ Adalberto Giazotto, Leopoldo Milano, Franco Bordoni, Alain Brillet, Philippe Tourrenc, Proposta di Antenna Interferometrica a Grande Base Per la Ricerca di Onde Gravitazionali (PDF), in ego-gw.it, 12 maggio 1987.
  31. ↑ (EN) B. Caron, A. Dominjon, C. Drezen, R. Flaminio, X. Grave, F. Marion, L. Massonnet, C. Mehmel, R. Morand, B. Mours, M. Yvert, D. Babusci, G. Giordano, G. Matone, J.-M. Mackowski, Status of the VIRGO Experiment, in Nuclear Physics B: Proceedings Supplements, Proceedings of the Fourth International Workshop on Theoretical and Phenomenological Aspects of Underground Physics, vol. 48, n. 1, 1º maggio 1996, pp. 107–109, Bibcode:1996NuPhS..48..107C, DOI:10.1016/0920-5632(96)00220-4, ISSN 0920-5632 (WC · ACNP).
  32. ↑ (EN) J.M. Weisberg, J.H. Taylor, Relativistic Binary Pulsar B1913+16: Thirty Years of Observations and Analysis, in ASP Conference Series, vol. 328, 2004, p. 25, Bibcode:2005ASPC..328...25W, arXiv:astro-ph/0407149.
  33. ↑ Riles, K., Gravitational Waves: Sources, Detectors and Searches, in Progress in Particle and Nuclear Physics, vol. 68, 2013, pp. 1–54, Bibcode:2013PrPNP..68....1R, DOI:10.1016/j.ppnp.2012.08.001, arXiv:1209.0667, 56407863.
  34. ↑ Sathyaprakash, B.S., Schutz, Bernard F., Physics, Astrophysics and Cosmology with Gravitational Waves, in Living Reviews in Relativity, vol. 12, n. 1, 2009, p. 2, Bibcode:2009LRR....12....2S, DOI:10.12942/lrr-2009-2, PMC 5255530, PMID 28163611, arXiv:0903.0338.
  35. ↑ (EN) Williams, Matt, LIGO and Virgo Observatories Detect Black Holes Colliding, su Universe Today, 28 settembre 2017. URL consultato il 18 agosto 2025.
  36. ↑ Virgo – Osservatorio Europeo di Onde Gravitazionali | Dipartimento di Fisica, su df.units.it. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato il 17 luglio 2024).
  37. 1 2 Acernese, F., Amico, P., Al-Shourbagy, M., Aoudia, S., Avino, S., The Status of VIRGO, in 5th Rencontres du Vietnam Particle Physics and Astrophysics, Hanoi, Vietnam, agosto 2004, pp. 1–6. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato il 16 aprile 2023). Ospitato su HAL.
  38. ↑ (FR) Ondes Gravitationnelles : Virgo Entre dans sa Phase d'Exploitation Scientifique – Communiqués et Dossiers de Presse (PDF), su cnrs.fr, 22 maggio 2007. URL consultato il 18 agosto 2025.
  39. 1 2 Accadia, T., Acernese, F., Alshourbagy, M., Amico, P., Antonucci, F., Aoudia, S., Arnaud, N., Arnault, C., Arun, K. G., Astone, P., Avino, S., Babusci, D., Ballardin, G., Barone, F., Barrand, G., Barsotti, L., Barsuglia, M., Basti, A., Bauer, Th S., Beauville, F., Bebronne, M., Bejger, M., Beker, M. G., Bellachia, F., Belletoile, A., Beney, J. L., Bernardini, M., Bigotta, S., Bilhaut, R., Birindelli, S., et al., Virgo: a Laser Interferometer to Detect Gravitational Waves, in Journal of Instrumentation, vol. 7, n. 3, 29 marzo 2012, p. 03012, Bibcode:2012JInst...7.3012A, DOI:10.1088/1748-0221/7/03/P03012.
  40. ↑ (EN) What Is LIGO?, su ligo.caltech.edu, LIGO Lab | Caltech. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato l'11 ottobre 2024).
  41. ↑ Matteo Lorenzini, The Monolithic Suspension for the Virgo Interferometer, in Classical and Quantum Gravity, vol. 27, n. 8, aprile 2010, p. 084021, Bibcode:2010CQGra..27h4021L, DOI:10.1088/0264-9381/27/8/084021, 123269358.
  42. ↑ The Virgo Collaboration, Status of the Virgo Project (PDF), in Classical and Quantum Gravity, vol. 28, n. 11, 2011, p. 114002, Bibcode:2011CQGra..28k4002A, DOI:10.1088/0264-9381/28/11/114002, 59369141. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato il 30 settembre 2019).
  43. 1 2 3 F. Acernese, M. Agathos, K. Agatsuma, D. Aisa, N. Allemandou, A. Allocca, J. Amarni, P. Astone, G. Balestri, G. Ballardin, F. Barone, J-P Baronick, M. Barsuglia, A. Basti, F. Basti, Th S. Bauer, V. Bavigadda, M. Bejger, M. G. Beker, C. Belczynski, D. Bersanetti, A. Bertolini, M. Bitossi, M. A. Bizouard, S. Bloemen, M. Blom, M. Boer, G. Bogaert, D. Bondi, F. Bondu, et al., Advanced Virgo: A Second-generation Interferometric Gravitational Wave Detector, in Classical and Quantum Gravity, vol. 32, n. 2, 2015, p. 024001, Bibcode:2015CQGra..32b4001A, DOI:10.1088/0264-9381/32/2/024001, arXiv:1408.3978, 20640558.
  44. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 The Virgo Collaboration, Advanced Virgo Technical Design Report VIR–0128A–12 (PDF), 13 aprile 2012. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato il 4 ottobre 2017).
  45. 1 2 (EN) B. P. Abbott, R. Abbott, T. D. Abbott, F. Acernese, K. Ackley, C. Adams, T. Adams, P. Addesso, R. X. Adhikari, V. B. Adya, C. Affeldt, M. Afrough, B. Agarwal, M. Agathos, K. Agatsuma, et al., GW170814: A Three-Detector Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Coalescence, in Physical Review Letters, vol. 119, n. 14, 6 ottobre 2017, p. 141101, Bibcode:2017PhRvL.119n1101A, DOI:10.1103/PhysRevLett.119.141101, ISSN 0031-9007 (WC · ACNP), PMID 29053306, arXiv:1709.09660, 46829350.
  46. ↑ Elizabeth Gibney, European Detector Spots Its First Gravitational Wave, in Nature, 27 settembre 2017. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato il 12 luglio 2020).
  47. ↑ B. P. Abbott, R. Abbott, T. D. Abbott, F. Acernese, K. Ackley, C. Adams, T. Adams, P. Addesso, R. X. Adhikari, V. B. Adya, C. Affeldt, M. Afrough, B. Agarwal, M. Agathos, et al.,, GW170817: Implications for the Stochastic Gravitational-Wave Background from Compact Binary Coalescences, in Physical Review Letters, vol. 120, n. 9, 28 febbraio 2018, p. 091101, Bibcode:2018PhRvL.120i1101A, DOI:10.1103/PhysRevLett.120.091101, PMID 29547330, arXiv:1710.05837, 3889124.
  48. ↑ Diego Bersanetti, Status of the Virgo Gravitational-wave Detector and the O3 Observing Run – EPS-HEP2019, su cern.ch, 13 luglio 2019. URL consultato il 18 agosto 2025.
  49. ↑ (EN) LIGO Suspends Third Observing Run (O3), su ligo.caltech.edu, LIGO Lab | Caltech, 26 marzo 2020. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato il 7 aprile 2023).
  50. 1 2 3 4 Raffaele Flaminio, Status and Plans of the Virgo Gravitational Wave Detector, in Heather K. Marshall, Jason Spyromilio, Tomonori Usuda (a cura di), Ground-based and Airborne Telescopes VIII (PDF), SPIE Conference Series, vol. 11445, SPIE, 13 dicembre 2020, pp. 205–214, Bibcode:2020SPIE11445E..11F, DOI:10.1117/12.2565418, ISBN 978-1-5106-3677-4, 230549331. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato il 28 maggio 2022).
  51. 1 2 3 4 (EN) IGWN | Observing Plans, su observing.docs.ligo.org. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato il 25 giugno 2022).
  52. ↑ Virgo rinvia l’ingresso nel quarto run di osservazioni (O4) – Virgo, su virgo-gw.eu, 11 maggio 2023. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato il 13 maggio 2023).
  53. ↑ (EN) The Virgo Collaboration, LVK announces an update of the observing schedule, su Virgo, 3 febbraio 2025. URL consultato il 18 agosto 2025.
  54. ↑ (EN) The IN2P3 Virgo laboratories and researchers, Virgo_nEXT (PDF), su atrium.in2p3.fr, 7 giugno 2023. URL consultato il 18 agosto 2025.
  55. ↑ (EN) What Is An Interferometer?, su ligo.caltech.edu, LIGO Lab | Caltech. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato il 27 settembre 2024).
  56. ↑ (EN) Jean-Yves Vinet e The Virgo Collaboration, The VIRGO Physics Book – Optics and Related Topics (PDF), 2020, p. 19. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato il 27 marzo 2024).
  57. ↑ F. Bondu, et al., Ultrahigh-spectral-purity laser for the VIRGO experiment, in Optics Letters, vol. 21, n. 8, 1996, pp. 582–584, Bibcode:1996OptL...21..582B, DOI:10.1364/OL.21.000582, PMID 19876090.
  58. ↑ F. Bondu, et al., The VIRGO Injection System (PDF), in Classical and Quantum Gravity, vol. 19, n. 7, 2002, pp. 1829–1833, Bibcode:2002CQGra..19.1829B, DOI:10.1088/0264-9381/19/7/381, 250902832. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato il 4 marzo 2016).
  59. ↑ (EN) Li-Wei Wei, High-power Laser System for Advanced Virgo Gravitational Wave Detector : Coherently Combined Master Oscillator Fiber Power Amplifiers (Tesi PhD), Université Nice Sophia Antipolis, 3 dicembre 2015. URL consultato il 18 agosto 2025.
  60. ↑ (EN) Optical Layout – Virgo, su virgo-gw.eu, The Virgo Collaboration. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato il 5 marzo 2023).
  61. ↑ J. Degallaix, Silicon, the Test Mass Substrate of Tomorrow? (PDF), in The Next Detectors for Gravitational Wave Astronomy, 2015. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato l'8 dicembre 2015).
  62. ↑ (FR) Romain Bonnand, Le détecteur d'ondes gravitationnelles Advanced Virgo : Étude de la configuration optique et développement des miroirs (Tesi PhD), Université Claude Bernard – Lyon I, 2012. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato il 3 maggio 2016).
  63. ↑ R. Flaminio et al., A Study of Coating Mechanical and Optical Losses in View of Reducing Mirror Thermal Noise in Gravitational Wave Detectors (PDF), in Classical and Quantum Gravity, vol. 27, n. 8, 2010, p. 084030, Bibcode:2010CQGra..27h4030F, DOI:10.1088/0264-9381/27/8/084030, 122750664. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato il 30 settembre 2020).
  64. ↑ Valerio Boschi, Seismic Isolation in Advanced Virgo Gravitational Wave Detector, in Journal of the Acoustical Society of America, vol. 145, 3_Supplement, 2019, p. 1668, Bibcode:2019ASAJ..145.1668B, DOI:10.1121/1.5101119, ISSN 0001-4966 (WC · ACNP), 150337668. URL consultato il 18 agosto 2025.
  65. ↑ M. Lorenzini & Virgo Collaboration, The Monolithic Suspension for the Virgo Interferometer, in Classical and Quantum Gravity, vol. 27, n. 8, 2010, p. 084021, Bibcode:2010CQGra..27h4021L, DOI:10.1088/0264-9381/27/8/084021, 123269358. URL consultato il 18 agosto 2025 (archiviato il 4 marzo 2016).
  66. ↑ (EN) S. Braccini, L. Barsotti, C. Bradaschia, G. Cella, A. Di Virgilio, I. Ferrante, F. Fidecaro, I. Fiori, F. Frasconi, A. Gennai, A. Giazotto, F. Paoletti, R. Passaquieti, D. Passuello, R. Poggiani, Measurement of the Seismic Attenuation Performance of the VIRGO Superattenuator, in Astroparticle Physics, vol. 23, n. 6, luglio 2005, pp. 557–565, DOI:10.1016/j.astropartphys.2005.04.002, ISSN 0927-6505 (WC · ACNP).
  67. 1 2 M. G. Beker, M. Blom, J. F. J. van den Brand, H. J. Bulten, E. Hennes, D. S. Rabeling, Seismic Attenuation Technology for the Advanced Virgo Gravitational Wave Detector, in Physics Procedia, Proceedings of the 2nd International Conference on Technology and Instrumentation in Particle Physics (TIPP 2011), vol. 37, gennaio 2012, pp. 1389–1397, Bibcode:2012PhPro..37.1389B, DOI:10.1016/j.phpro.2012.03.741, ISSN 1875-3892 (WC · ACNP).
  68. ↑ F. Beauville, D. Buskulic, L. Derome, A. Dominjon, R. Flaminio, R. Hermel, F. Marion, A. Masserot, L. Massonnet, B. Mours, F. Moreau, P. Mugnier, J. Ramonet, E. Tournefier, D. Verkindt, Improvement in the Shot Noise of a Laser Interferometer Gravitational Wave Detector by Means of an Output Mode-cleaner, in Classical and Quantum Gravity, vol. 23, n. 9, maggio 2006, pp. 3235–3250, Bibcode:2006CQGra..23.3235B, DOI:10.1088/0264-9381/23/9/030, ISSN 0264-9381 (WC · ACNP), 123072147.
  69. ↑ (EN) Detector - Optical layout, su virgo-gw.eu, the Virgo Collaboration. URL consultato il 19 agosto 2025 (archiviato il 9 settembre 2024).
  70. ↑ Carlton M. Caves, Quantum-mechanical noise in an interferometer, in Physical Review D, vol. 23, n. 8, aprile 1981, pp. 1693–1708, Bibcode:1981PhRvD..23.1693C, DOI:10.1103/PhysRevD.23.1693.
  71. 1 2 Virgo Collaboration, F. Acernese, M. Agathos, L. Aiello, A. Allocca, A. Amato, S. Ansoldi, S. Antier, M. Arène, N. Arnaud, S. Ascenzi, P. Astone, F. Aubin, S. Babak, P. Bacon, et al., Increasing the Astrophysical Reach of the Advanced Virgo Detector via the Application of Squeezed Vacuum States of Light, in Physical Review Letters, vol. 123, n. 23, dicembre 2019, p. 231108, Bibcode:2019PhRvL.123w1108A, DOI:10.1103/PhysRevLett.123.231108, PMID 31868444, 209446443.
  72. ↑ The Virgo Collaboration, F. Acernese, M. Agathos, L. Aiello, A. Ain, A. Allocca, A. Amato, S. Ansoldi, S. Antier, M. Arène, N. Arnaud, S. Ascenzi, P. Astone, F. Aubin, S. Babak, et al., Quantum Backaction on kg-Scale Mirrors: Observation of Radiation Pressure Noise in the Advanced Virgo Detector, in Physical Review Letters, vol. 125, n. 13, settembre 2020, p. 131101, Bibcode:2020PhRvL.125m1101A, DOI:10.1103/PhysRevLett.125.131101, PMID 33034506, 222235425.
  73. ↑ Virgo Collaboration, F. Acernese, M. Agathos, A. Ain, S. Albanesi, C. Alléné, A. Allocca, A. Amato, C. Amra, M. Andia, T. Andrade, N. Andres, M. Andrés-Carcasona, T. Andrić, S. Ansoldi, et al., Frequency-Dependent Squeezed Vacuum Source for the Advanced Virgo Gravitational-Wave Detector, in Physical Review Letters, vol. 131, n. 4, luglio 2023, p. 041403, Bibcode:2023PhRvL.131d1403A, DOI:10.1103/PhysRevLett.131.041403, PMID 37566847, 260185660.
  74. ↑ Yuhang Zhao, Naoki Aritomi, Eleonora Capocasa, Matteo Leonardi, Marc Eisenmann, Yuefan Guo, Eleonora Polini, Akihiro Tomura, Koji Arai, Yoichi Aso, Yao-Chin Huang, Ray-Kuang Lee, Harald Lück, Osamu Miyakawa, Pierre Prat, Frequency-Dependent Squeezed Vacuum Source for Broadband Quantum Noise Reduction in Advanced Gravitational-Wave Detectors, in Physical Review Letters, vol. 124, n. 17, 28 aprile 2020, p. 171101, Bibcode:2020PhRvL.124q1101Z, DOI:10.1103/PhysRevLett.124.171101, PMID 32412296, arXiv:2003.10672, 214623227.
  75. ↑ Eleonora Polini, Broadband Quantum Noise Reduction via Frequency Dependent Squeezing for Advanced Virgo Plus, in Physica Scripta, vol. 96, n. 8, 1º agosto 2021, p. 084003, Bibcode:2021PhyS...96h4003P, DOI:10.1088/1402-4896/abfef0, ISSN 0031-8949 (WC · ACNP), 235285860.
  76. ↑ The Virgo Collaboration, VIRGO – Final Design (PDF), giugno 1995, pp. 2100.4–2100.10.
  77. 1 2 3 4 The Virgo Collaboration, Fighting Noises – Virgo, su virgo-gw.eu, The Virgo Collaboration. URL consultato il 19 agosto 2025 (archiviato il 21 febbraio 2023).
  78. ↑ A. Pasqualetti, EGO, VIRGO Vacuum System Overview (PDF), su workarea.ego-gw.it, EGO. URL consultato il 19 agosto 2025 (archiviato il 22 marzo 2023).
  79. ↑ (EN) Thu-Lan Kelly, Peter J. Veitch, Aidan F. Brooks, Jesper Munch, Accurate and Precise Optical Testing with a Differential Hartmann Wavefront Sensor, in Applied Optics, vol. 46, n. 6, 20 febbraio 2007, pp. 861–866, Bibcode:2007ApOpt..46..861K, DOI:10.1364/AO.46.000861, ISSN 2155-3165 (WC · ACNP), PMID 17279130. URL consultato il 19 agosto 2025 (archiviato il 7 marzo 2023).
  80. ↑ (EN) A. Rocchi, E. Coccia, V. Fafone, V. Malvezzi, Y. Minenkov, L. Sperandio, Thermal Effects and their Compensation in Advanced Virgo, in Journal of Physics: Conference Series, vol. 363, n. 1, 1º giugno 2012, p. 012016, Bibcode:2012JPhCS.363a2016R, DOI:10.1088/1742-6596/363/1/012016, ISSN 1742-6596 (WC · ACNP), 122763506. URL consultato il 19 agosto 2025.
  81. ↑ (EN) Ilaria Nardecchia, Detecting Gravitational Waves with Advanced Virgo, in Galaxies, vol. 10, n. 1, 2 febbraio 2022, p. 28, Bibcode:2022Galax..10...28N, DOI:10.3390/galaxies10010028, ISSN 2075-4434 (WC · ACNP).
  82. 1 2 Florian Aubin, Eddy Dangelser, Dimitri Estevez, Alain Masserot, Benoît Mours, Thierry Pradier, Antoine Syx, Pierre Van Hove, The Virgo Newtonian Calibration System for the O4 Observing Run, in Classical and Quantum Gravity, vol. 41, n. 23, 6 settembre 2024, Bibcode:2024CQGra..41w5003A, DOI:10.1088/1361-6382/ad869c, arXiv:2406.10028.
  83. ↑ Jean-Yves Vinet, Violette Brisson, Stefano Braccini, Isidoro Ferrante, Laurent Pinard, François Bondu, Eric Tournié, Scattered Light Noise in Gravitational Wave Interferometric Detectors: A Statistical Approach, in Physical Review D, vol. 56, n. 10, 15 novembre 1997, pp. 6085–6095, Bibcode:1997PhRvD..56.6085V, DOI:10.1103/PhysRevD.56.6085.
  84. ↑ Jean-Yves Vinet, Violette Brisson, Stefano Braccini, Scattered light noise in Gravitational Wave Interferometric Detectors: Coherent Effects, in Physical Review D, vol. 54, n. 2, 15 luglio 1996, pp. 1276–1286, Bibcode:1996PhRvD..54.1276V, DOI:10.1103/PhysRevD.54.1276, PMID 10020804.
  85. ↑ T. Accadia, F. Acernese, F. Antonucci, P. Astone, G. Ballardin, F. Barone, M. Barsuglia, A. Basti, Th. S. Bauer, M. G. Beker, A. Belletoile, S. Birindelli, M. Bitossi, M. A. Bizouard, M. Blom, et al., Calibration and Sensitivity of the Virgo Detector During Its Second Science Run, in Classical and Quantum Gravity, vol. 28, n. 2, 21 gennaio 2011, p. 025005, Bibcode:2011CQGra..28b5005A, DOI:10.1088/0264-9381/28/2/025005, ISSN 0264-9381 (WC · ACNP), arXiv:1009.5190, 118586058.
  86. ↑ D. Estevez, P. Lagabbe, A. Masserot, L. Rolland, M. Seglar-Arroyo, D. Verkindt, The Advanced Virgo Photon Calibrators, in Classical and Quantum Gravity, vol. 38, n. 7, 25 febbraio 2021, p. 075007, Bibcode:2021CQGra..38g5007E, DOI:10.1088/1361-6382/abe2db, ISSN 0264-9381 (WC · ACNP), arXiv:2009.08103, 221761337.
  87. 1 2 F. Acernese, M. Agathos, A. Ain, S. Albanesi, A. Allocca, A. Amato, T. Andrade, N. Andres, T. Andrić, S. Ansoldi, S. Antier, M. Arène, N. Arnaud, M. Assiduo, P. Astone, et al., Calibration of Advanced Virgo and Reconstruction of the Detector Strain h(t) During the Observing Run O3, in Classical and Quantum Gravity, vol. 39, n. 4, 21 gennaio 2022, p. 045006, Bibcode:2022CQGra..39d5006A, DOI:10.1088/1361-6382/ac3c8e, ISSN 0264-9381 (WC · ACNP), arXiv:2107.03294, hdl:11368/3006794, 238634092.
  88. ↑ D. Estevez, B. Lieunard, F. Marion, B. Mours, L. Rolland, D. Verkindt, First Tests of a Newtonian Calibrator on an Interferometric Gravitational Wave Detector, in Classical and Quantum Gravity, vol. 35, n. 23, 9 novembre 2018, p. 235009, Bibcode:2018CQGra..35w5009E, DOI:10.1088/1361-6382/aae95f, ISSN 0264-9381 (WC · ACNP), arXiv:1806.06572, 119192600.
  89. ↑ F. Acernese, P. Amico, M. Alshourbagy, F. Antonucci, S. Aoudia, P. Astone, S. Avino, D. Babusci, G. Ballardin, F. Barone, L. Barsotti, M. Barsuglia, Th. S. Bauer, F. Beauville, S. Bigotta, et al., Data Acquisition System of the Virgo Gravitational Waves Interferometric Detector, in Data Acquisition System of the Virgo Gravitational Waves Interferometric Detector, 2007 15th IEEE-NPSS Real-Time Conference, aprile 2007, pp. 1–8, DOI:10.1109/RTC.2007.4382842, ISBN 978-1-4244-0866-5, 140107498.
  90. ↑ J. Glanzer, S. Banagiri, S. B. Coughlin, S. Soni, M. Zevin, C. P. L. Berry, O. Patane, S. Bahaadini, N. Rohani, K. Crowston, V. Kalogera, C. Østerlund, A. Katsaggelos, Data Quality up to the Third Observing Run of Advanced LIGO: Gravity Spy Glitch Classifications, in Classical and Quantum Gravity, vol. 40, n. 6, 16 marzo 2023, p. 065004, Bibcode:2023CQGra..40f5004G, DOI:10.1088/1361-6382/acb633, ISSN 0264-9381 (WC · ACNP), arXiv:2208.12849, 251903127.
  91. 1 2 3 (EN) Gabriele Vajente, Analysis of Sensitivity and Noise Sources for the Virgo Gravitational Wave Interferometer (PDF) (Tesi PhD), Scuola Normale Superiore, 2008. URL consultato il 18 agosto 2025.
  92. ↑ (EN) O2 Instrumental Lines, in gw-openscience.org. URL consultato il 19 agosto 2025 (archiviato il 24 marzo 2023).
  93. ↑ Virgo Logbook – Detector Characterisation (Spectral lines), in logbook.virgo-gw.eu. URL consultato il 19 agosto 2025 (archiviato il 24 marzo 2023).
  94. ↑ D. Davis, T. B. Littenberg, I. M. Romero-Shaw, M. Millhouse, J. McIver, F. Di Renzo, G. Ashton, Subtracting Glitches from Gravitational-wave Detector Data during the Third LIGO-Virgo Observing Run, in Classical and Quantum Gravity, vol. 39, n. 24, 15 dicembre 2022, p. 245013, Bibcode:2022CQGra..39x5013D, DOI:10.1088/1361-6382/aca238, ISSN 0264-9381 (WC · ACNP), arXiv:2207.03429, 250334515.
  95. ↑ Virgo Sensitivity Curves, in virgo-gw.eu, The Virgo Collaboration, 2011 (archiviato il 1º dicembre 2015).
  96. ↑ (EN) J. Aasi, B. P. Abbott, R. Abbott, T. Abbott, M. R. Abernathy, F. Acernese, K. Ackley, C. Adams, T. Adams, T. Adams, P. Addesso, R. X. Adhikari, V. Adya, C. Affeldt, M. Agathos, et al., Narrow-band Search of Continuous Gravitational-wave Signals from Crab and Vela Pulsars in Virgo VSR4 Data, in Physical Review D, vol. 91, n. 2, 21 gennaio 2015, p. 022004, Bibcode:2015PhRvD..91b2004A, DOI:10.1103/PhysRevD.91.022004, ISSN 1550-7998 (WC · ACNP), arXiv:1410.8310.
  97. ↑ (EN) Sensitivity, su virgo-gw.eu, The Virgo Collaboration, 21 ottobre 2024. URL consultato il 19 agosto 2025 (archiviato il 24 luglio 2024).
  98. 1 2 Hsin-Yu Chen, Daniel E. Holz, John Miller, Matthew Evans, Salvatore Vitale, Jolien Creighton, Distance Measures in Gravitational-wave Astrophysics and Cosmology, in Classical and Quantum Gravity, vol. 38, n. 5, 4 marzo 2021, p. 055010, Bibcode:2021CQGra..38e5010C, DOI:10.1088/1361-6382/abd594, ISSN 0264-9381 (WC · ACNP), arXiv:1709.08079.
  99. ↑ (FR) Patrice Hello, Détection des Ondes Gravitationnelles – Ecole Joliot Curie (PDF), su inis.iaea.org, 1997. URL consultato il 19 agosto 2025 (archiviato il 27 marzo 2024).
  100. ↑ LIGO-M1000066-v27: LIGO Data Management Plan, su dcc.ligo.org, 7 ottobre 2022. URL consultato il 19 agosto 2025 (archiviato il 26 febbraio 2023).
  101. ↑ GWOSC, su gw-openscience.org. URL consultato il 19 agosto 2025 (archiviato il 5 marzo 2023).
  102. ↑ The LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, the KAGRA Collaboration, R. Abbott, H. Abe, F. Acernese, K. Ackley, S. Adhicary, N. Adhikari, R. X. Adhikari, V. K. Adkins, V. B. Adya, C. Affeldt, D. Agarwal, M. Agathos, et al., Open Data from the Third Observing Run of LIGO, Virgo, KAGRA, and GEO, in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 267, n. 2, 7 febbraio 2023, p. 29, Bibcode:2023ApJS..267...29A, DOI:10.3847/1538-4365/acdc9f, arXiv:2302.03676, 256627681.
  103. 1 2 The LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, the KAGRA Collaboration, R. Abbott, T. D. Abbott, F. Acernese, K. Ackley, C. Adams, N. Adhikari, R. X. Adhikari, V. B. Adya, C. Affeldt, D. Agarwal, M. Agathos, K. Agatsuma, et al., GWTC-3: Compact Binary Coalescences Observed by LIGO and Virgo during the Second Part of the Third Observing Run, in Physical Review X, vol. 13, n. 4, 2023, p. 041039, Bibcode:2023PhRvX..13d1039A, DOI:10.1103/PhysRevX.13.041039, arXiv:2111.03606.
  104. ↑ Keith Riles, Searches for Continuous-wave Gravitational Radiation, in Living Reviews in Relativity, vol. 26, n. 1, 2023, p. 3, Bibcode:2023LRR....26....3R, DOI:10.1007/s41114-023-00044-3, arXiv:2206.06447, 249642127.
  105. ↑ Nelson Christensen, Stochastic Gravitational Wave Backgrounds, in Reports on Progress in Physics, vol. 82, n. 1, 1º gennaio 2019, p. 016903, Bibcode:2019RPPh...82a6903C, DOI:10.1088/1361-6633/aae6b5, ISSN 0034-4885 (WC · ACNP), PMID 30462612, arXiv:1811.08797, 53712558.
  106. ↑ (EN) Astronomers Catch Gravitational Waves from Colliding Neutron Stars, su Sky & Telescope, 16 ottobre 2017. URL consultato il 20 agosto 2025 (archiviato il 20 febbraio 2023).
  107. ↑ (EN) Darach Watson, Camilla J. Hansen, Jonatan Selsing, Andreas Koch, Daniele B. Malesani, Anja C. Andersen, Johan P. U. Fynbo, Almudena Arcones, Andreas Bauswein, Stefano Covino, Aniello Grado, Kasper E. Heintz, Leslie Hunt, Chryssa Kouveliotou, Giorgos Leloudas, Andrew J. Levan, Paolo Mazzali, Elena Pian, Identification of Strontium in the Merger of Two Neutron Stars, in Nature, vol. 574, n. 7779, ottobre 2019, pp. 497–500, Bibcode:2019Natur.574..497W, DOI:10.1038/s41586-019-1676-3, ISSN 1476-4687 (WC · ACNP), PMID 31645733, arXiv:1910.10510, 204837882. URL consultato il 20 agosto 2025 (archiviato il 18 febbraio 2023).
  108. ↑ (EN) B. P. Abbott, R. Abbott, T. D. Abbott, F. Acernese, K. Ackley, C. Adams, T. Adams, P. Addesso, R. X. Adhikari, V. B. Adya, C. Affeldt, M. Afrough, B. Agarwal, M. Agathos, K. Agatsuma, et al., Gravitational Waves and Gamma-Rays from a Binary Neutron Star Merger: GW170817 and GRB 170817A, in The Astrophysical Journal, vol. 848, n. 2, 16 ottobre 2017, pp. L13, Bibcode:2017ApJ...848L..13A, DOI:10.3847/2041-8213/aa920c, ISSN 2041-8213 (WC · ACNP), arXiv:1710.05834, 126310483. URL consultato il 20 agosto 2025.
  109. 1 2 LIGO Scientific Collaboration, Virgo Collaboration, KAGRA Collaboration, R. Abbott, H. Abe, F. Acernese, K. Ackley, N. Adhikari, R. X. Adhikari, V. K. Adkins, V. B. Adya, C. Affeldt, D. Agarwal, M. Agathos, K. Agatsuma, N. Aggarwal, O. D. Aguiar, et al., All-sky Search for Continuous Gravitational Waves from Isolated Neutron Stars Using Advanced LIGO and Advanced Virgo O3 Data, in Physical Review D, vol. 106, n. 10, 28 novembre 2022, p. 102008, Bibcode:2022PhRvD.106j2008A, DOI:10.1103/PhysRevD.106.102008, arXiv:2201.00697, hdl:1854/LU-01GXN8M856WCY1YG62A5ACCPTN, 245650351.
  110. ↑ John T. Whelan, Santosh Sundaresan, Yuanhao Zhang, Prabath Peiris, Model-based Cross-correlation Search for Gravitational Waves from Scorpius X-1, in Physical Review D, vol. 91, n. 10, 20 maggio 2015, p. 102005, Bibcode:2015PhRvD..91j2005W, DOI:10.1103/PhysRevD.91.102005, arXiv:1504.05890, 59360101.
  111. ↑ R. Abbott, H. Abe, F. Acernese, K. Ackley, N. Adhikari, R. X. Adhikari, V. K. Adkins, V. B. Adya, C. Affeldt, D. Agarwal, M. Agathos, K. Agatsuma, N. Aggarwal, O. D. Aguiar, L. Aiello, et al., Searches for Gravitational Waves from Known Pulsars at Two Harmonics in the Second and Third LIGO-Virgo Observing Runs, in The Astrophysical Journal, vol. 935, n. 1, 25 maggio 2022, p. 1, Bibcode:2022ApJ...935....1A, DOI:10.3847/1538-4357/ac6acf, ISSN 0004-637X (WC · ACNP), arXiv:2111.13106, 244709285.
  112. ↑ (EN) Narrow-band Searches for Continuous and Long-duration Transient Gravitational Waves from Known Pulsars in the Third LIGO-Virgo Observing Run, su ligo.org, LIGO Lab | Caltech, 21 dicembre 2021. URL consultato il 20 agosto 2025 (archiviato il 29 marzo 2023).
  113. ↑ LIGO Scientific Collaboration, Virgo Collaboration, R. Abbott, T. D. Abbott, F. Acernese, K. Ackley, C. Adams, N. Adhikari, R. X. Adhikari, V. B. Adya, C. Affeldt, D. Agarwal, M. Agathos, K. Agatsuma, N. Aggarwal, O. D. Aguiar, et al., Search of the Early O3 LIGO Data for Continuous Gravitational Waves from the Cassiopeia A and Vela Jr. Supernova Remnants, in Physical Review D, vol. 105, n. 8, 28 aprile 2022, p. 082005, Bibcode:2022PhRvD.105h2005A, DOI:10.1103/PhysRevD.105.082005, arXiv:2111.15116, 244729269.
  114. ↑ LIGO Scientific Collaboration, Virgo Collaboration, KAGRA Collaboration, R. Abbott, H. Abe, F. Acernese, K. Ackley, N. Adhikari, R. X. Adhikari, V. K. Adkins, V. B. Adya, C. Affeldt, D. Agarwal, M. Agathos, K. Agatsuma, N. Aggarwal, O. D. Aguiar, et al., Search for Continuous Gravitational Wave Emission from the Milky Way Center in O3 LIGO-Virgo Data, in Physical Review D, vol. 106, n. 4, 9 agosto 2022, p. 042003, Bibcode:2022PhRvD.106d2003A, DOI:10.1103/PhysRevD.106.042003, arXiv:2204.04523, 248085352.
  115. ↑ R. Abbott, T. D. Abbott, S. Abraham, F. Acernese, K. Ackley, A. Adams, C. Adams, R. X. Adhikari, V. B. Adya, C. Affeldt, D. Agarwal, M. Agathos, K. Agatsuma, N. Aggarwal, O. D. Aguiar, et al., Upper Limits on the Isotropic Gravitational-wave Background from Advanced LIGO and Advanced Virgo's Third Observing Run, in Physical Review D, vol. 104, n. 2, 23 luglio 2021, p. 022004, Bibcode:2021PhRvD.104b2004A, DOI:10.1103/PhysRevD.104.022004, ISSN 2470-0010 (WC · ACNP), arXiv:2101.12130, 231719405.
  116. 1 2 (EN) Outreach – Virgo, su Virgo, 8 maggio 2023. URL consultato il 20 agosto 2025 (archiviato l'8 maggio 2023).
  117. ↑ (EN) Visite guidate, su ego-gw.it, European Gravitational Observatory. URL consultato il 20 agosto 2025 (archiviato il 26 febbraio 2023).
  118. ↑ Le Mappe del Cosmo. Storie che hanno cambiato l'Universo, su Auditorium Parco della Musica, 18 aprile 2024. URL consultato il 20 agosto 2025 (archiviato il 6 giugno 2024).
  119. ↑ (EN) The Sounds of the Cosmos, su Athens Science Festival, aprile 2024. URL consultato il 20 agosto 2025 (archiviato il 15 giugno 2024).
  120. ↑ (EN) Giada Rossi, Black Hole: a New Interactive Installation by EGO and INFN at Città della Scienza in Naples, su ego-gw.it, European Gravitational Observatory, 23 novembre 2022. URL consultato il 20 agosto 2025 (archiviato l'8 maggio 2023).
  121. ↑ (EN) Home page, su Il Ritmo dello Spazio (The Rhythm of Space). URL consultato il 20 agosto 2025 (archiviato il 26 febbraio 2023).
  122. ↑ (EN) On Air, su Studio Tomás Saraceno, 13 ottobre 2018. URL consultato il 20 agosto 2025 (archiviato il 26 febbraio 2023).
  123. ↑ (EN) Giada Rossi, 'Cosmic' Concert at Teatro Verdi in Pisa to Celebrate 20 Years of Virgo, su ego-gw.it, European Gravitational Observatory, 23 dicembre 2023. URL consultato il 20 agosto 2025 (archiviato il 6 giugno 2024).
  124. ↑ (EN) International Day of Women and Girls in Science 2023 – Virgo, su virgo-gw.eu, The Virgo Collaboration, 11 febbraio 2023. URL consultato il 20 agosto 2025 (archiviato il 26 febbraio 2023).

Voci correlate

[modifica | modifica wikitesto]

Altri progetti

[modifica | modifica wikitesto]

Collegamenti esterni

[modifica | modifica wikitesto]
  Portale Astronomia: accedi alle voci di Wikipedia che trattano di astronomia e astrofisica
Estratto da "https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Interferometro_VIRGO&oldid=148910389"