Aplicação e aperfeiçoamento da cadeia de análise de dados de sinais impulsivos para o detector de ondas gravitacionais Mario Schenberg

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1 Aplicação e aperfeiçoamento da cadeia de análise de dados de sinais impulsivos para o detector de ondas gravitacionais Mario Schenberg Candidato Carlos Filipe Da Silva Costa São José dos Campos, Agosto 2013

2 Resumo A Teoria da Relatividade Geral de Einstein nos diz que as ondas gravitacionais podem excitar os modos quadrupolares de vibração de corpos elásticos. Utilizando-se deste conceito, alguns detectores de ondas gravitacionais de massa ressonante estão sendo contruídos ou encontram-se em desenvolvimento, entre eles, o detector de ondas gravitacionais Mario Schenberg. O detector consiste de uma antena esférica, com 65 cm de diâmetro e 1150 kg, confeccionada em uma liga de cobre e alumínio. Sobre sua superfície serão acoplados transdutores eletro-mecânicos que monitorarão o padrão oscilatório dos modos normais (monopolares e/ou quadrupolares) da esfera. Ele operará com uma meta inicial de densidade espectral de ruído de amplitude em uma banda de 70Hz em torno de 3.2 khz. Este projeto visa a adequação do sistema de aquisição de dados e o desenvolvimento de uma metodologia eficiente para seu tratamento e análise. Visa, também, a elaboração de procedimentos para obtenção de informações astrofísicas dos sinais que podem estar contidos nestes dados. Com a execução deste projeto pretende-se que o sistema de aquisição e análise de dados deste detector esteja operacional e o Schenberg venha a fazer parte de uma rede internacional de detectores/observatórios. O objetivo desta rede é a melhoria da qualidade e confiabilidade de um sinal detectado. i

3 Conteúdo 1 Introducção Radiação Gravitacional Interação da Onda Gravitational com a Matéria Geração de Radiação Gravitacional Fontes Astrofísicas de Radiação Gravitacional Detectores de Ondas Gravitacionais Detector de Ondas Gravitacionais Mario Schenberg Sensibilidade do Detector Mario Schenberg Busca de Sinais Gravitacionais O projeto Objetivos Cronograma Metodologia Resultados Esperados Infra-Estrutura Local de Execução Supervisão Justificativa dos Critérios de Seleção Contrapartida do Programa de Pós-Graduação Justificativa

4 1 Introducção 1.1 Radiação Gravitacional A existência e produção de ondas gravitacionais (OGs) foram previstas pela a Teoria da Relatividade Geral (TRG), seguindo uma aproximação quadrupolar de campo fraco. Na aproximação que estejamos longe das massas, as OGs são uma solução ondulatória às Equações de Campo de Einstein [1] dadas por: R µν = 8πG c 4 ( Tµν g µν T ρ ) ρ, (1) onde R µν = R α αµν é o tensor de Ricci e T µν é o tensor de energia-momento. As OGs denotam perturbações locais na curvatura do espaço-tempo causadas por massas aceleradas. Tais perturbações viajam pelo espaço-tempo a velocidade da luz, segundo a TRG, e podem excitar os modos de vibração quadrupolares de corpos elásticos [2]. A equação de onda é obtida quando o tensor métrico g µν é escrito como: g µν = η µν + h µν, (2) a soma da métrica de Minkowski, η µν = diag( 1, 1, 1, 1) e de uma perturbação h µν 1. Definindo-se um h µν, tal que: h µν = h µν 1 2 η µν h ρ ρ. Aplicando o calibre de Lorentz µ h µν = 0 e com a suposição que estejamos afastados das massas, a Equação (1) assume a forma: ρ ρ h µν (x) = 0. (3) A Equação (3) representa a forma ondulatória para a Equação de Campo de Einstein apresentando, portanto, soluções com a forma: com a matriz de polarização: h µν (x) = e µν e ikρxρ + e µνe ikρxρ, (4) e µν = e 11 e e 12 e (5) A matriz de polarização e µν, definida num referencial adaptado, é transversa e sem traço, portanto esse referencial é notado TT. Chamaremos os estados independentes de polarização da onda gravitacional: h + = he 11 ( mais ) e h = he 12 ( xis ). Tal onda propaga-se na direção z, com a velocidade c, com frequência angular ω e número de onda k. Uma onda gravitacional não gera acelerações absolutas, só relativas. Então, é necessário utilizar-se um conjunto de pontos como, por exemplo, um círculo de massas de teste para mostrar o efeito de cada uma das polarizações, como mostra a Figura 1. Uma onda gravitacional com polarização + deforma o círculo em uma elipse que oscila entre as direções x e y, de acordo com a fase da onda. A polarização tem um efeito similar, mas apresenta um ângulo de 45 em relação aos eixos x e y. 2

5 Figura 1: Campo de acelerações nas polarizações + e Interação da Onda Gravitational com a Matéria Uma onda gravitacional deforma o espaço-tempo e, para isto, transporta energia através do mesmo. Quando uma onda gravitacional passa, ela produz um campo de densidade de forças f j sobre o material imerso no espaço-tempo e localizado em uma posição x j, excitando seus modos quadrupolares. Este campo é representado pela expressão: f j = 1 2 ρ 2 h ij t 2 x i, (6) onde ρ é a densidade do meio através do qual passa a onda gravitacional e f j representa, portanto, a força gravitacional exercida por uma onda gravitacional passante sobre um corpo de teste Geração de Radiação Gravitacional A radiação gravitacional é produzida por massas aceleradas (tendo modos quadrupolares). Ao considerar-se um sistema gerador de ondas gravitacionais, para um observador localizado em um ponto longe o suficiente do mesmo, a Equação (3) apresenta soluções com a forma: h µν (t) = 4G rc 4 T µν (t r c )d3 x, (7) onde r é a distância entre o ponto onde deseja-se estimar h µν e a fonte geradora da radiação gravitacional e o termo (t r c ) denota o tempo retardado [3]. O termo 4G/rc4 3

6 na Equação (7) faz que a quantidade h µν seja muito pequena h µν 1. Portanto, somente fontes capazes de produzirem altos valores para T µν, ou seja, liberar grandes quantidades de energia perturbando o espaço-tempo a sua volta, são capazes de gerar ondas gravitacionais detectáveis Fontes Astrofísicas de Radiação Gravitacional Assim, alguns sistemas astrofísicos aparecem como fortes candidatos a serem observados no espectro das ondas gravitacionais. São fontes cujas dimensões aproximam-se de seus raios gravitacionais (ou raio de Schwarzchild, r Sch 2MG/c 2 ) e que convertem uma quantidade considerável (alguns porcentos) de energia em forma de energia gravitacional. Tais fontes são caracterizadas basicamente pela amplitude h (h 2 = h h 2 ) que se relaciona com a taxa de energia convertida em radiação gravitacional e que pode ser detectada na Terra. O fluxo de radiação gravitacional que atinge um detector alojado em um laboratório situado na Terra é dado por [4]: ( ) f 2 ( ) h 2 F OG Hz Wm 2. (8) Amplitudes típicas de eventos ocorridos em distâncias mais próximas que o centro do Aglomerado de Virgo, que correspondem a h e na frequência f 1kHz, apresentam um fluxo aproximado de 0.3Wm 2. Isto corresponde a cerca de vezes o fluxo apresentado por fontes astrofísicas típicas em rádio [5]. Porém, somente eventos de curta duração podem liberar energia suficiente para atingir tais valores. Assim, propõe-se uma classificação para as fontes astrofísicas de radiação gravitacional baseada em seus comportamentos temporais [6, 4]. Podendo, então, serem classificadas em três grupos distintos: impulsivas, periódicas e estocásticas, que implicarão em métodos diferenciados de processamento e extração do sinal. O detector Mario Schenberg será sensível a alguns exemplares do grupo das fontes impulsivas. Este grupo envolve eventos como a coalescência de sistemas binários formados por objetos compactos (i.e. estrelas de neutrons, buracos negros) e a formação de buracos negros e estrelas de neutrons através de supernovas, bem como, a relaxação de buracos negros ( ringdown decaimento das excitações dos modos normais de oscilação [7]). Elas possuem frequência característica f c dependente do tempo de duração τ c do fenômeno gerador, dada por f c = 1 2πτ c e que representa a frequência onde ocorre o pico na distribuição espectral. A amplitude característica h c, que refere-se à amplitude da onda que banha um detector na frequência específica f c é: h c ( EOG M c 2 ) 1/2 ( ) 1kHz 1/2 ( ) 10Mpc, (9) r onde 10Mpc representa a distância ao Aglomerado de Galáxias Virgo (assumindo H 0 = 75 kms 1 Mpc 1 ) e E OG a energia convertida em radiação gravitacional [8, 9]. Os valores tanto da quantidade de energia emitida em forma de ondas gravitacionais quanto da frequência característica dependem de propriedades inerentes a cada sistema. Eles caracterizam-se pela curta duração dos eventos geradores de radiação gravitacional, e por possuírem poucos ciclos coerentes. Portanto, diferentes tipos de eventos f c 4

7 astrofísicos preenchem diferentes regiões do espectro, cada um deles com diferentes formas de onda. A evidência observacional da existência de ondas gravitacionais provém de detecções indiretas. Taylor e Hulse utilizaram a emissão de ondas gravitacionais para explicar o decaimento do período orbital do pulsar binário PSR [10]. A detecção direta de ondas gravitacionais será um marco científico que trará uma nova luz sobre os conceitos da Astrofísica e da Cosmologia, uma vez que as ondas gravitacionais carregam informações que não podem ser obtidas das ondas eletromagnéticas (rádio, infra-vermelho, óptico, ultravioleta e raios X e Gama). Estaremos obtendo informações sobre o interior de objetos intrigantes como estrelas de neutrons e buracos negros: uma nova janela para o Universo. 1.2 Detectores de Ondas Gravitacionais Em 1971, Forward sugeriu o uso de esferas como elementos de antena de um detector de massa ressonante [11]. Na década de 1970, vários pesquisadores direcionaram seus esforços no intuito de descrever o problema das esferas [12, 13]. No entanto, as dificuldades tecnológicas encontradas mostraram-se como uma barreira na construção de um instrumento com múltiplos canais e com a precisão exigida por um detector esférico. Mas, no início da década passada, alguns grupos optaram por esta configuração, uma vez que com a operação dos detectores de barra trouxeram o conhecimento e tecnologia para iniciar a solução do problema. Os detectores de massa ressonante com forma esférica voltaram então a ser estudados intensivamente por Coccia [14] e Lobo [15, 16, 17], Johnson e Merkowitz [18], e Stevenson, Harry e Paik [19, 20, 21], entre outros. Esta classe de detectores consiste de instrumentos dotados de uma massa esférica, onde são acoplados transdutores que monitoram, simultaneamente, seus cinco modos quadrupolares fundamentais de oscilação e podem, ainda, monitorar seu modo monopolar. Possuindo seção de choque cerca de 56 vezes maior que a apresentada por seus antecessores, os detectores de barra [18], apresentam a vantagem adicional de terem sensibilidade omnidirecional, ou seja, são igualmente sensíveis a todas as direções e polarizações de onda. detectores deste formato estão sendo construídos, em uma colaboração internacional: o detector Mario Schenberg, no Brasil (Grupo Gráviton) e o MiniGRAIL, na Holanda [22]. 1.3 Detector de Ondas Gravitacionais Mario Schenberg O instrumento está localisado no Instituto de Física da Universidade de São Paulo (IF/USP). O trabalho é financiado pela Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP), em forma de projeto temático (processo no. 06/ ) e conta com o apoio do Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico (CNPq), da Fundação Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) e do Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais, orgão do Ministério da Ciência e Tecnologia (INPE/MCT) [23, 24, 25, 26], além da colaboração de vários grupos de pesquisa ao redor do mundo. A primeira fase do Projeto Graviton consistiu na construção do detector esférico de ondas gravitacionais Mario Schenberg. A primeira coleta de dados foi realizada em 5

8 Figura 2: Diagrama esquemático do detector de ondas gravitacionais Mario Schenberg. setembro de Agora, ele encontra-se na segunda fase que é de melhoramento e, em breve, pretende-se realizar a primeira corrida científica, ou seja com análise de dados. O detector Schenberg consiste de uma antena esférica, com 65 cm de diâmetro e 1150 kg, confeccionada em uma liga de cobre e alumínio [Cu(94%)Al(6%)]. O sistema é suspenso por um sistema de isolamento vibracional, capaz de atenuar vibrações externas em cerca de 300 db [27]. O objetivo é de resfriar o instrumento a temperaturas ultra-baixas (15mK) por câmaras criogênicas ( dewars ), resfriadas por um refrigerador por diluição [28]. À superfície da esfera serão acoplados sensores eletro-mecânicos (transdutores) que monitorarão vibrações dos modos normais quadrupolares/monopolares da esfera. Estes transdutores serão do tipo paramétricos [29, 30] e compostos por dois modos mecânicos radiais. Os modos mecânicos do transdutor servem como transformadores de impedância, eles amplificam o sinal ( 5000 vezes) fazendo com que uma pequena vibração na superfície da esfera se transforme em um grande deslocamento na massa ressonante do transdutor. A massa ressonante do transdutor oscila dentro de uma cavidade reentrante fechada ( klystron ) na qual é bombeado um sinal eletromagnético em microondas, gerado por uma portadora com baixo ruído de fase (com frequência f p 10GHz, banda X ) [31]. Variações nas dimensões da cavidade geram uma variação na frequência de ressonância da cavidade que é lida como uma modulação em voltagem. Assim, vibrações na esfera, provocadas pela passagem de ondas gravitacionais (e pelas fontes de ruído instrumental), modulam o sinal eletromagnético bombeado. O sinal modulado é misturado ao sinal original com a fase invertida e demodulado para se obter o sinal elétrico na frequência do ressonador mecânico. Este sinal é amplificado e coletado pelo sistema de aquisição de dados e pode ser, então, analisado. 6

9 A coleção destas medidas cria uma série ordenada no tempo, cujos dados podem conter informações sobre sinais gravitacionais passantes. Contudo, o detector é afetado por uma coleção de fontes de ruídos instrumentais, provenientes, principalmente, das vibrações térmicas (ruído térmico) e oscilações que passam pelo sistema de isolamento vibracional e da eletrônica do sistema (ruído de back-action, ruídos de amplitude e fase e ruído de série, principalmente). Estas fontes de ruído limitam a sensibilidade do instrumento e restringem sua banda de operação Sensibilidade do Detector Mario Schenberg Os resultados das simulações, ver Figura 3, mostram que o detector terá sensibilidade suficiente para captar sinais com amplitudes h = Hz 1/2, na faixa de khz, quando operando a temperatura de 4.2K (primeiro estágio). Figura 3: Curva de sensibilidade do detector Mario Schenberg à temperatura de 4.2 K. A figura mostra a contribuição das principais fontes de ruído na restrição de banda e sensibilidade do detector. Os valores dos parâmetros aplicados foram otimizados para se obter a melhor sensibilidade integrada. A figura mostra, também, a contribuição de cada uma das principais fontes de ruído que restrigem a banda e sensibilidade do detector. Estimamos que, quando mantido à temperatura de 15mK, o detector poderá apresentar sensibilidade equivalente a h Hz 1/2. Este resultados demonstram a capacidade do instrumento em detectar eventos provenientes de fontes astrofísicas [7]. No entanto, estes resultados são derivados de simulações, que se propõem apenas a prever o comportamento do instrumento quando o mesmo é governado por parâmetros otimizados. Os resultados obtidos dos dados coletados até agora mostra que o detector 7

10 apresenta sensibilidades h > Hz 1/2 [32]. Melhoramentos, principalmente na eletrônica do instrumento (parte crítica, onde se encontram as fontes de ruído mais relevantes), estão sendo realizados Busca de Sinais Gravitacionais Na próxima corrida do detector, espera-se que o mesmo esteja estável e sensível o suficiente para poder proceder a uma análise dos dados buscando por sinais gravitacionais. As amplitudes previstas das OGs, dadas por (9), são extremamente pequenas. Então, o nível de ruído do detector devem ser de h Hz 1/2 para detectar eventos com estas características. Na maior parte dos casos, o sinal gravitacional será tão tênue e estará mergulhado no ruído do detector que extrair o sinal do ruído dependerá de filtros apropriados ao que se está procurando. O que tornara a detecção de ondas gravitacionais um problema estatístico. Para tanto, a metodologia de análise de sinais deve ser desenvolvida para detectores com as características de um detector esférico. Seu caráter de multicanais (quando leva-se em conta os canais dos modos) abre portas para o desenvolvimento de metodologias de análise diferenciadas para este tipo de instrumento. Técnicas que envolvam filtros Wiener, filtros adaptativos, wavelets e o desenvolvimento de técnicas alternativas de extração de sinais do ruído devem ser aplicadas aos detectores esféricos respeitando suas características inerentes. Alguns trabalhos nesta área tem sido esboçados [33, 34, 35, 36, 37]. Uma metodologia coerente para 5-6 canais já foi desenvolvida, mas este método necessita de melhorias [38, 39]. Nestes últimos anos se iniciou uma colaboração entre detectores de OGs e observatórios astronômicos [40, 41, 42, 43, 44, 45]. O primeiro objetivo é de confirmar a detecção das OGs com a detecção de ondas electromagnéticas geradas por um evento astrofísico comum. Numa segunda fase, quando a detecção de OGs será confirmada, o objetivo será estudar esses eventos com os dois canais de informação. Para que o detector Mario Schenberg possa entrar nessa colaboração, ele deve dispor de um sistema de análise de dados dito low Latency que providencia as informações sobre uma possível detecção em um curto prazo de tempo: alguns segundos até minutos após o evento. Ainda tem que ser realizado, nesta área, uma validação estatística muito criteriosa de detecções para que um evento seja de fato aceito pela comunidade científica como uma detecção. 8

11 2 O projeto O desenvolvimento deste projeto de pesquisa baseia-se em três partes: 1. O candidato já desenvolveu um novo sistema de aquisição de dados [46]. Este sistema deve ser operado nas próxima coleta de dados. Também pretende-se fazer adaptações e melhorias dependentes das necessidades técnicas e da análise de dados. 2. O detector está em fase de preparação para uma aquisição de dados em contínuo. Duas pipelines (seqüência de métodos de análise) para a análise de dados (sinais impulsivos simulados) foram desenvolvidas e implementadas pelo candidato. A pipeline dita offline foi realizada para o detector MiniGRAIL e necessitará de adaptações para o Mario Schenberg. A low latency pipeline, já foi realizada direitamente para o Mario Schenberg. Esta segunda pipeline precisa de adição de filtros para melhorar as determinações dos parâmetros das OGs (tempo preciso de chegada, freqüência central e direção). Ambas precisam de melhorias para a determinação da polarização do sinal. Um estudo completo do ruído real do detector tem que ser realizado e as pipelines devem ser testadas para controlar suas eficiências nestas condições. Ambas serão adaptadas aos parâmetros reais e modificadas em função do tipo de ruído predominante, saltos o ruído continuo. 3. Um detector de raios cósmicos (cintiladores) está sendo testado na USP e os primeiros resultados estão sendo analisados. O candidato participou das duas partes. E necessário agora determinar o nível de ruído que vai provocar a interação dos raios cósmicos com a esfera do detector Mario Schenberg. Também será necessário introduzir os dados de este detector de raios cósmicos para análise nas pipelines. 2.1 Objetivos Participar da preparação do detector, do processo de aquisição, do tratamento e da análise dos dados do detector de ondas gravitacionais Mario Schenberg, a fim de realizar a busca por sinais astrofísicos. Pretendemos durante a execução deste projeto: 1. Colaborar na instalação dos transdutores, preparação do detector para a coleta de dado e participar desta coleta com a finalidade de estudar o seu funcionamento e identificar as fontes de ruídos. 2. Colaborar na implementação de um método de calibração do instrumento. Este método permitirá estimar parâmetros importantes para a análise de dados, como ganho do amplificador, estado da eletrônica, posições dos picos de ressonância etc. 3. Analisar os dados adquiridos, a fim de estimar a sensibilidade e desempenho do instrumento (calculando sua temperatura de ruído e, portanto, estimar a energia de uma evento detectável). 9

12 4. Analisar os dados adquiridos pelo detector de raios cósmicos, a fim de estimar o ruído induzido pelos os raios no detector Mario Schenberg. 5. Continuar a adaptação das pipelines para análise dos dados adquiridos. Estas pipelines serão segmentadas em uma biblioteca de métodos. O resultado das análises será dado num formato compatível com os outros detectores e conterá informações sobre o estado do detector e sobre possíveis fontes detectadas. 6. Optimizar a low latency pipeline para uma melhor caracterização dos possíveis eventos astrofísico com a introdução de um filtro de Wiener (tendo em conta análise para canais com correlações). Isto implica a re-escritura do código usando computação paralela para manter o tempo de análise baixo. 7. Investigar as limitações da isotropia na reconstrução da direção do sistema. Um estudo destas limitações é imprescindível já que a isotropia é o maior argumento de se construir o detector esférico. Outras limitações gerais com relação à sua capacidade de detecção de um evento astrofísico também deverão ser analisadas. 8. Recrutar alunos de Iniciação Científica, Mestrado e Doutorado para colaborarem na execução do projeto. 2.2 Cronograma Podemos dividir as etapas de execução do projeto como: 1. Preparação do detector para a coleta dos dados e participação da coleta. 2. Análise do ruído do detector com a configuração completa a baixa temperatura. 3. Otimização e possíveis adaptações do sistema de aquisição de dados. 4. Incorporação de um canal com os dados de raios cósmicos no sistema de aquisição. 5. Estudo do ruído produzido por raios cósmicos e busca por coincidências no dados do detector Mario Schenberg. 6. Estudo da eficiência da low latency pipeline em condições reais e possíveis adaptações. 7. Estudo da istropia do método da reconstrução da direção de OGs. 8. Estudo de computação paralela. 9. Implementação do filtro de Wiener na low latency pipeline. 10. Análise dos dados com busca por sinais astrofisicos com a low latency pipeline. 11. Adaptação e possíveis otimizações da pipeline offline para o Mario Schenberg. 12. Análise dos dados com busca por sinais astrofisicos com a pipeline offline. 13. Continuar no desenvolvimento do pacote de aplicativos para análise dos dados. Que serão executados segundo o cronograma: 10

13 Etapas Cronograma Trimestre/Ano X 2 X 3 X 4 X X 5 X 6 X X 7 X X X 7 X X X 8 X X 9 X X 10 X 11 X 12 X X X X 2.3 Metodologia O desenvolvimento e construção de instrumento de precisão, como um detector de ondas gravitacionais, abrange uma gama enorme de procedimentos e metodologias, que envolvem as mais variadas áreas da Física. Utilizam-se conhecimentos relacionados à Eletrônica de Precisão, Nanotecnologia, Materiais, Criogenia, Transmissão e Recepção de Sinais em Micro-ondas, Tratamento e Filtragem de Dados, Modelagem Matemática, Programação Computacional, etc. A parte referente à análise do ruído do detector será feita comparando com uma modelagem matemática do detector. A modelagem representa sistemas de vários osciladores harmônicos acoplados de forma distinta e a geração de sinais devido ao acoplamento eletro-mecânico. A análise de dados do tipo impulsos utilizará os filtros seguintes para o tratamento dos dados: filtros adaptativos, o filtro de Wiener e uma adaptação do Waveburst desenvolvida por Klimenko [47]. Além disto, pretende-se desenvolver uma metodologia para vetar os ruídos semelhantes a eventos usando a deposição caraterística de energia de uma OG. Todas estas técnicas serão desenvolvidas para desfrutar da vantagem de um detector multi-canais como o detector Mario Schenberg. Com o sistema multicanais (de 5 o 6 canais) podemos reconstruir a informação completa sobre as Onda Gravitacionais. A análise do ruído dos raios cósmicos utilizará o conhecimentos de raios medidos até agora, de um estudo feito por simulação da interação dos raios no prédio, no cintilador e no detector. Aplicaremos o modelo termo-acústico para estimar como os modos da esfera serão afetados. 2.4 Resultados Esperados Ao final deste projeto esperamos ter um sistema de aquisição operando com precisão suficiente para que seus dados possam ser correlacionados com os demais detectores em operação (i.e. LIGO, Virgo, projetos membros da IGEC, etc). Para tanto, esperamos que a rotina de tratamento e análise de dados esteja estabelecida e seja reconhecida 11

14 pela comunidade científica internacional. Nos dados coletados, será possível obter informações relevantes e inovadoras, as quais serão de interesse da comunidade científica. Todo o desenvolvimento de métodos e os resultados adquiridos serão submetidos a revistas especializadas e com seletiva política editorial para publicação. Durante o processo, o candidato contribuirá na formação de pessoal nas áreas da análise de dados, programação e estudo de raios cósmicos e OGs. 2.5 Infra-Estrutura O projeto conta com a infra-estrutura do LESBT do IF/USP, na cidade de São Paulo e o Laboratório de Ondas Gravitacionais na DAS/INPE. Todos os componentes e equipamentos necessários à realização do projeto estão implantados. Os recursos computacionais estão disponíveis nos dois sítios. O sistema de aquisição de dados já está montado e em operação, necessitando somente de ajustes, testes periódicos e otimizações Local de Execução O projeto será desenvolvido na Universidade de São Paulo, no Laboratório de e Estado Sólido e Baixas Temperaturas (LESBT) do Instituto de Física (IF/USP), onde se encontra o detector de ondas gravitacionais Mario Schenberg e na Divisão de Astrofísica do Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (DAS/INPE) Supervisão A execução do projeto será supervisionada pelo Dr. Odylio Denys de Aguiar (INPE/USP) e pelo Dr. Nei Fernandes de Oliveira Jr (USP). 2.6 Justificativa dos Critérios de Seleção O candidato a bolsa, Dr. Carlos Filipe Da Silva Costa, é plenamente apto a executar este projeto. Apesar de existirem no grupo brasileiro outros pesquisadores que estarão trabalhando mais próximos do desenvolvimento do detector, ele tem competências técnicas e de análise de dados do detector Mario Schenberg. Visto que ele participou do desenvolvimento do sistema de aquisição de dados, ele tem todos os conhecimentos necessário para operar este sistema na fase de coleta de dados. Com respeito a análise de dados, o seu trabalho de tese foi sobre A Data Anaylisis Pipeline For The Spherical Detector MiniGRAIL. Este trabalho rendeu uma publicação. Presentemente ele submeteu dois trabalhos, um sobre a Low latency pipeline e o outro sobre o detector de raios cósmicos para o Mario Schenberg. Os seus conhecimentos serão de grande utilidade para a análise dos dados e para a continuação da implementação dos métodos de análise. O candidato apresenta uma grande capacidade de adaptação, já que trabalhou em vários campos da física. Em destaque ele trabalhou no projeto AMS tendo assim experiência física de astropartículas e partículas. 12

15 2.7 Contrapartida do Programa de Pós-Graduação Uma bolsa de pós-doutoramento ligada a uma instituição de pós-graduação permitirá a dedicação em tempo integral e a colaboração de estudantes (iniciação científica, mestrado e doutorado), os quais serão formados em uma área extremamente prolífica da Física Moderna. O INPE possui Pós-Graduação em Astrofísica e o grupo de Ondas Gravitacionais. O candidato, deu aulas de laboratório e foi assistente de professor para as aulas de eletrodinâmica (3 anos). Ele tem competências pedagógicas e pretende dar aula de astro-partículas ou tratamento de sinais no primeiro período de Ele está participando da orientação de um trabalho de mestrado e poderá continuar com outros eventuais alunos do projeto. 2.8 Justificativa Não existe sentido na construção do detector de ondas gravitacionais Mario Schenberg se não formos capazes de analisar os seus dados. É necessário então, que seja testado e otimizado as seqüências de métodos de análise. Os dados deverão ser analisado para busca de eventos astrofisicos. Este trabalho é extenso e necessita de profissionais e alunos que se dediquem exclusivamente a esta atividade. 13

16 Referências [1] A. Einstein, in Sitzungsberichte der Koniglish Preussischen Akad. der Wissenschaften, Erster Halbband, Berlin, [2] J. A. Weber, Detection and Generation of Gravitational Waves, Phys. Rev., 177, (1960), 306. [3] I. R. Kenyon, General Ralativity, Univerty Press, Oxford (1990). [4] D. Blair, The Detection of Gravitational Waves, Univerty Press, Cambridge (1991). [5] L. Ju, D. G. Blair and C. Zhao, Detection of Gravitational Waves, Rep. Prog. Phys., 63, (2000), [6] K. S. Thorne, Gravitational Radiation, in S. Hawking and W. Israel (Editors) 300 Years of Gravitation, Univerty Press, Cambridge, [7] Response of the Brazilian Gravitational Wave Detector to Signals from a Black Hole Ringdown, Class. Quantum Grav., 21 (5), (2004), [8] D. Lai and S. L. Shapiro, Hidrodinamics of coalescing binary neutron star: ellipsoidal treatament, Ap. J., 443 (2), (1995), [9] A. V. Tutukov and L. R. Yungelson, The merger rate of neutron star and black hole binaries, Mont. Not. R. Astron. Soc., 260 (3), (1993), [10] J. H. Taylor, Binary pulsars and relativistic gravity, Rev. of Modern Phys., 66 (3), (1994), [11] R. L. Forward, Multidirectional, multipolarization antennas for scalar and tensor gravitational radiation, Gen. Relat. and Grav., 2 (2), (1971), [12] N. Ashby and J. Dreitlein, Gravitational wave reception by a sphere, Phys. Rev. D, 12 (2), (1975), [13] R. V. Wagoner and H. J. Paik, Multi-mode detection of gravitational waves by a sphere, in Proceedings of the Acad. Nazionale dei Lincei Intern. Sympos. on Experim. Gravitation, World Scientific, London, [14] E. Coccia, J. A. Lobo and J. A. Ortega, Propose gravitational wave observatory based on solid elastic sphere, Phys. Rev. D, 52 (6), (1995), [15] J. A. Lobo, What can we learn about gravitaional wave physics with an elastic spherical antenna, Phys. Rev. D, 52 (2), (1995), [16] J. A. Lobo, The multiple-resonator problem in a spherical GW antenna: its general solution and new interesting layouts, Europhys. Letters, 35 (4), (1996), [17] J. A. Lobo, The mathematical theory of resonant transducers in a spherical gravity wave antenna, Mon. Not. R. Astron. Soc., 316, (2000),

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