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Les ondes gravitationnelles

Simulation d'une onde gravitationnelle sphérique se propageant après la collision de deux trous noirs. Document W.Benger/AEI/MPG.

Les prédictions de la théorie de la relativité (I)

Au début du XVIIe siècle, l'astronome Johannes Kepler avait l'intuition que la force de la gravitation agissait comme l'intensité de la lumière, avec une force inversement proportionnelle au carré de la distance. Peu après, Newton comme Descartes confirmèrent son intuition mais n'acceptaient pas l'idée que la gravitation puisse agir instantanément et sans le moindre support. Ne pouvant l'expliquer, ils durent s'y plier et ce concept fut dogmatisé jusqu'aux travaux de Maxwell.

Nous savons depuis les travaux de James Maxwell et consorts qu'un champ électromagnétique variable est en réalité une onde qui se propage. Appliqué à un champ de gravitation, nous formulons le concept d'onde gravitationnelle dont le terme "onde gravifique"[1] apparut pour la première fois sous la plume de Poincaré en 1905 et qui sera qualifié explicitement par Einstein en 1916.

Nous verrons que cette théorie fut étayée par les expériences de Weber, la coque massive en rotation au-dessus du pendule ou l'expérience du gyroscope en orbite avant d'être confirmée par la découverte de LIGO (voir plus bas). Elle fut introduite dès 1918 par H.Tirring qui s'attacha à résoudre les équations d'Einstein dans les conditions de champs moyens. Vers 1980 Jeffrey Cohen trouva les mêmes conséquences dans le cas de champs intenses comme celui des trous noirs.

Comme l'existence des ondes sonores ou de la lumière au sens large (champ électromagntique) paraît évidente aux yeux du grand public, pour un physicien relativiste l'existence des ondes gravitationnelles découle naturellement des équations de la relativité et des propriétés de la structure de l'espace-temps. En effet, selon la relativité générale c'est la nature même de l'espace-temps qui détermine la vitesse maximale de la lumière et de tout autre type d'onde dans le vide.  La relativité restreinte nous dit que cette célérité c =  299792.458 km/s soit un peu plus de 1079 milliards de km/h.

Les ondes gravitationnelles sont analogues aux ondes électromagnétiques comme la lumière ou le champ électrique à trois différences près :

- l'onde gravitationnelle est émise par la masse ou plus précisément par la "charge gravitationnelle" d'un corps. Ainsi, deux masses vibrant aux extrémités d'un ressort émettent un rayonnement non pas similaire à celui de deux charges életriques de signe opposé (rayonnement bipolaire) mais un rayonnement gravitationnel quadripolaire qui présente deux états de polarisation : plus (avec des dilatations et des contractions) et en croix (avec des compressions et des étirements).

- contrairement à la lumière qui est transportée par le photon, une particule sans masse, l'onde gravitationnelle est transportée par le graviton, une particule élémentaire massive; elle transporte donc une charge gravitationnelle. Autrement dit, une masse en accélération produit une onde gravitationnelle et devient elle-même une source de gravitation (on dit que la gravitation est non linéaire).

- l'intensité de l'interaction gravitationnelle est 1037 fois plus faible que l'inreraction électromagnétique. Ainsi si nous pouvons ressentir des décharges d'électricité statique par exemple, nous ne sommes pas sensible à la présence d'un objet massif. Selon Jean-Pierre Luminet, pour une masse de 1 kg oscillant de 1 cm à 100 Hz (100 fois par seconde) aux extrémités d'un ressort de 10 cm, la puissance gravitationnelle rayonnée est d'environ 50 watts. Pour une barre de 500 tonnes mesurant 20 m de long, lorsqu'elle tourne à la limite de la rupture soit à 5 tours par seconde, elle ne génère qu'une puissance gravitationnelle de 10-29 watts. Il faut donc chercher des corps très massifs pour espérer détecter des ondes gravitationnelles d'intensité suffisante et le meilleur endroit est bien entendu l'univers, et en particulier les amas de galaxies.

Les ondes gravitationnelles

Mode d'oscillation d'une onde gravitationnelle. Cliquer sur les images pour lancer les animations

Faible distorsion générant sur une onde gravitationnelle.

Simulation des ondes gravitationnelles émises par 2 trous noirs en collision et fusionnant.

Agrandissement de la collision montrant l'émission de photons dans le plan équatorial.

Avant même de les détecter, nous savions non seulement que les ondes gravitationnelles existaient mais elles se propagent dans l'espace-temps à la vitesse de la lumière en modifiant sa structure, tout comme une vague modifie la surface de l'eau. La valeur de l'amplitude de cette déformation à un instant donné se calcule par la différence entre les tenseurs métriques pendant son passage et en l'absence d'onde : c'est la loi de la propagation d'Einstein.

Cette perturbation se propage sans pratiquement interagir avec la matière. Ainsi, à toute action correspond une réaction de l'univers qui tend à rétablir l'équilibre des champs comme une onde se dissipe à la surface de l'eau.

Sur base des équations de la gravité d'Einstein, il n'est donc pas surprenant qu'on puisse détecter les ondes gravitationnelles résultant des interactions entre corps compacts et massif ou les effets qu'engendrent ces ondes sur leurs trajectoires. En effet, bien qu'insensible aux champs gravitationnels, cette onde influence la position des objets. Aussi contradictoire que cela puisse être, en accord avec la relativité restreinte, une onde gravitationnelle modifie la distance entre les corps proportionnellement à son intensité. Si l'onde oscille à une fréquence élevée, les déformations de l'espace oscilleront également à cette fréquence.

Si l'onde gravitationnelle se propage à une vitesse finie, elle influencera la position instantanée des deux corps massifs d'une quantité liée au temps qu'elle mettra pour se propager d'un astre à l'autre, induisant une accélération ou une décélération du mouvement orbital.

Une première observation vint rapidement confirmer la réalité de ce phénomène : la précession et la dégénérescence de l'orbite du pulsar binaire PSR B1913+16.

Le pulsar binaire PSR B1913+16 : l'emprise du champ gravitationnel

En 1974, le radioastronome Joe Taylor expert des pulsars à l'Université de Princeton et son assistant Russell Hulse[2] découvrirent un pulsar nommé PSR B1913+16 (ou PSR J1915+1606). Une analyse détaillée résumant plus de 30 ans de recherche fut publiée dans l'Astrophysical Journal en 2010. Revenons brièvement sur cette découverte qui valut à Taylor et Hulse de remporter le prix Nobel en 1993.

Russell A. Hulse et Joseph H.Taylor, Jr. Documents NNDB et VK0EK.

Pour terminer sa thèse, en 1974 Hulse utilisa le radiotélescope de 305 m d'Arecibo grâce auquel il détecta une émission radioélectrique pulsée coïncidant avec la position d'un pulsar de magnitude apparente +22.5 situé dans la constellation de l'Aigle à environ 23250 années-lumière. La période de son signal est d'environ 59 ms; il effectue 17 tours sur lui-même par seconde. Il appartient à la famille des pulsars millisecondes.

En analysant le timing des pulses radios, Taylor et Hulse découvrirent une variation systématique du temps d'arrivée des pulses; le signal arrivait sur l'antenne soit un peu plus tôt soit un peu plus tard que prévu. Ces différences se répétaient de manière stable et répétée avec une période de 7.75 heures. Ils réalisèrent qu'il s'agissait du comportement typique d'un pulsar binaire en orbite autour d'un autre astre, probablement une étoile neutron.

Le pulsar et son compagnon gravitent sur des orbites elliptiques excentriques autour de leur barycentre en accord avec les loi de Kepler. A partir de la période orbitale du pulsar, les deux astronomes estimèrent que les deux astres avaient une masse à peu équivalente d'environ 1.4 M. (1.1 M au périastre et 4.8 M à l'apoastre). La valeur actuelle retenue est de 1.44 M pour le pulsar et 1.29 M pour la probable étoile neutron. Ils déduisirent également que l'orbite du pulsar était inclinée de 45° par rapport au plan du ciel et que la séparation minimale au périastre se produisait presque perpendiculairement à la ligne de vue. Enfin, la fréquence des pulses a permit de déduire que la vitesse radiale du pulsar sur son orbite varie entre 75 km/s et 300 km/s.

Effet de précession de l'orbite du pulsar binaire PSR B1913+16 en raison de l'attraction gravitationnelle généré par le corps massif. Adapté de J.M.Weisberg et J.H.Taylor, General Relativity and Gravitation, Vol.13, 1, 1981.

La précession de l'orbite

L'analyse du temps d'arrivée des pulses a également montré qu'elles variaient en fonction de la position du pulsar sur son orbite. Lorsqu'il se trouve sur la partie de l'orbite la plus proche de la Terre, les signaux arrivent plus de 3 secondes plus tôt que lorsque le pulsar se trouve sur la trajectoire la plus éloignée de la Terre. La différence correspond à 3 secondes-lumière et signifie que le grand-axe de l'orbite mesure environ 1 million de km soit 2.5 fois fois la distance Terre-Lune.

Du fait de son interaction avec un corps compact et massif, ce pulsar binaire offrit aux deux radioastronomes l'occasion de tester les prédictions de la théorie de la relativité générale.

Alors que les pulsars sont des horloges cosmiques extrêmement précise, Taylor et Hulse constatèrent que lorsque les deux astres étaient près de l'apoastre et donc très rapprochés l'un de l'autre, le champ gravitationnel était plus fort et par conséquent le temps ralentissait : le délai entre les pulses (ticks) augmentait exactement dans les proportions prédites par Einstein. L'"horloge" du pulsar ralentissait quand il se déplaçait dans le secteur où sa vitesse était la plus élevée et sous l'emprise du champ gravitationnel le plus intense. Inversement, son "horloge" battait plus vite quand il se déplaçait plus lentement dans le secteur soumis à un champ gravitationnel moins intense.

Taylor et Hulse montrèrent que l'espace-temps dans le voisinage du pulsar binaire était fortement courbé, cette déformation provoquant une avance ou précession de l'orbite du pulsar qui se décalait à chaque révolution autour de son barycentre, de la même façon que l'orbite de Mercure subit une précession induite par la proximité du Soleil. Dans le cas du pulsar PSR B1913+16 l'avance est d'environ 4.2° par an (contre 42.98" pour Mercure).

Le décalage du périastre et la dégénérescence de l'orbite

En 1983, Taylor et ses collègues montrèrent que ce couple est tellement compact et massif que le périastre du pulsar est systématiquement décalé comparé à celui d'une orbite où la séparation serait constante. La période orbitale du pulsar diminue de 0.000076 secondes (76 millionièmes) chaque année. Ainsi selon Taylor, en 1982 le pulsar est arrivé plus d'une seconde en avance au périastre comparé à l'orbite qu'il suivait en 1974.

Dégénérescence de la période orbitale du pulsar binaire PSR B1913+16 entre 1974 et 2005. La courbe bleue correspond à la prédiction de la théorie de la relativité générale. Adapté de J.M.Weisberg et al. (2010).

De plus, l'orbite du pulsar se rétrécit chaque année d'environ 3.1 mm par révolution. On estime que les deux astres fusionneront dans quelque 300 millions d'années.

Cette dégénérescence s'explique par le fait qu'une partie de l'énergie cinétique du pulsar est convertie en ondes gravitationnelles comme l'a prédit Einstein. Ce phénomène a pour effet de rapprocher inexorablement les deux astres l'un de l'autre jusqu'à leur coalescence et fusion qui risque de se solder par un immense flash de rayonnement et la libération soudaine d'une intense onde gravitationnelle.

Enfin, près de la surface de ce pulsar, la lumière serait déviée jusqu'à 40°, 100000 fois plus fort que près du Soleil ! La "gravitodynamique" prend ici un sens réel : ce pulsar est sous l'emprise d'un champ gravitationnel intense rapidement variable. La "matière-espace-temps" trouve donc ici son interprétation du principe de Mach.

L'accélération orbitale observée ne diffère que de 4 % par rapport à la valeur théorique déterminée par la relativité générale. La théorie d'Einstein confirme son exactitude, y compris dans les conditions extrêmes de champs variables (de propagation). On détermina également que la vitesse de propagation de la gravité coïncidait avec la vitesse de la lumière avec une précision de 1 %.

En reconnaissance pour ses contributions importantes à nos connaissances des pulsars, Joe Taylor ainsi que Russell Hulse furent gratifiés du prix Nobel de Physique en 1993.

Mais intrinsèquement PSR B1913+16 est trop peu massif pour être enregistré par la barre de Weber ou même par le détecteur LIGO. Il offre toutefois une bonne occasion aux physiciens pour imaginer quels autres corps célestes seraient en mesure de produire juste ce qu'il faut d'ondes gravitationnelles pour être détectés sur Terre. Dans ce contexte, la découvre faite par LIGO sur laquelle nous reviendrons constitue un évènement majeur. Voyons justement quels sont les moyens dont disposent les physiciens pour détecter les ondes gravitationnelles.

De la barre de Weber à LIGO

A partir de 1957, les physiciens ont entamé la construction d'instruments permettant de détecter les ondes gravitationnelles. Le premier détecteur de ce type est connu sous le nom de la "barre de Weber" du nom de son inventeur, Joseph Weber[3], physicien de l'Université de Maryland passionné de relativité générale.

Installé dans un laboratoire de l'Université de Stanford, il s’agit d'une antenne constituée d’un cylindre en aluminium massif d'environ 1 m de diamètre et 2 m de long pesant 4.2 tonnes suspendu à des fils d'acier dans une chambre sous vide refroidie à 4 K. Comme on le voit ci-dessous, le cylindre est couvert de capteurs piézoélectriques sensibles aux vibrations.

En 1969, Weber transforma son installation en interféromètre grâce à la collaboration de son élève en postdoc Robert L.Forward des Hughes Research Laboratories. Une barre de Weber fut déplacée au Laboratoire National d'Argonne située près de Chicago, à 1000 km de distance.

Comment fonctionne la barre de Weber ? Lorsque la barre métallique est traversée (détecte) par une onde gravitationnelle, elle vibre un certain temps à sa fréquence de résonance d'environ 1660 Hz. L'amplitude de l'oscillation dépend de la taille du détecteur et de l'intensité du signal. Si l'antenne mesure 1 km (1000000 mm) de longueur et si le signal la fait osciller de 1 mm, l'amplitude caractéristique est de 1 mm / 1000000 mm soit 10-6.

Joseph Weber et le détecteur d'ondes gravitationnelles (la barre de Weber") recouvert de capteurs piézoélectriques qu'il mit au point à l'Université de Stanford à partir de 1957.

Pendant la vingtaine d'années que la barre de Weber fut opérationnelle, plusieurs évènements furent enregistrés. En 1969, une vingtaine de signaux furent détectés sur une période de 81 jours. Puis en 1970 l'instrument aurait de nouveau détecté 311 signaux sur une période de 7 mois. Selon Weber, ils semblaient indiquer que le centre de la Voie Lactée émettait des ondes gravitationnelles. Mais aucun autre laboratoire ne détecta les évènements. Et pour cause. La barre de Weber la plus sensible pouvait détecter une amplitude caractéristique de 10-8, soit une oscillation de 10-16 m, ce qui était au moins 10 millions de fois plus grand que le niveau des signaux émis par des supernovae ou n'importe quel système binaire compact (dont l'amplitude est de l'ordre de 10-15 à 10-21).

Par la suite, Tony Tyson aujourd'hui à l'Université de Californie à Davis et ses collègues construisirent une barre de Weber comme le firent d'autres chercheurs autour du monde, mais personne à part Weber ne vit rien d'autre que du bruit aléatoire. En fait, Weber était un ingénieur électricien devenu physicien et n'était pas expert dans l'analyse de données. Selon Tyson "cela précipita sa chute". En effet, les critères que Weber utilisa étaient mal définis et en partie subjectifs.

Malgré sa sophistication, à la fin des années 1970, le manque de résultats significatifs firent dire à certains physiciens que ce genre de détecteur n'était pas assez sensible et ne pourrait pas discriminer une perturbation dix fois plus petite que le diamètre d'un atome à 1 kHz (1 part dans 1016). Aussi, d'autres expériences furent élaborées offrant une meilleure sensibilité. La technologie mise en oeuvre est à la hauteur du défit. Pour espérer détecter une oscillation d'une amplitude de l'ordre de 10-20 équivaut à détecter une variation du diamètre de la Terre (~12700 km) ayant la taille d'un proton !

Par la suite Weber construisit un détecteur de neutrinos. Joseph Weber nous quitta en 2000 à l'âge de 81 ans.

LIGO

Parmi les projets actuels il y a tout d'abord LIGO (Laser Interferometer Gravitationnal-Wave Observatory) installé aux Etats-Unis. Ce projet fut proposé dans les années 1980 par Rainer Weiss, professeur émérite de physique au MIT, Kip Thorne, professeur de physique théorique émérite à Caltech (chaire Richard P. Feynman) et Ronald Drever, professeur de physique émérite à Caltech.

Deux détecteurs cryogéniques ont été construits à partir de 1997, le premier près de Livingston en Louisiane, l’autre à 3002 km de distance à Hanford dans l’état de Washington. Les bras de ces deux interféromètres mesurent 4 km de long. Cette taille est nécessaire car plus les bras sont longs (L) plus l'amplitude caractéristique (A) de l'onde gravitationnelle est importante et facile à mesurer (A x L). Quant aux éléments opto-électroniques et autres systèmes de contrôles (miroirs, actuateurs, détecteurs, etc), ils sont placés sous d'immenses cloches sous vides refroidies à 4 K. Compte-tenu de la précision requise, les miroirs de l'interféromètre sont polis avec une précision 10 fois supérieure à celle des miroirs des télescopes VLT de l'ESO. Parfaitement isolé et équipé d'atténuateurs, LIGO offre un gain de 1014 à 10 Hz. En revanche, en-dessous de 10 Hz le bruit sismique engendré par les déplacements de l'écorce terrestre occulte tous les signaux venus du ciel. On y reviendra. LIGO est opérationnel depuis 2001.

A gauche, modèle d'interféromètre similaire dans son principe à celui utilisé par l'installation LIGO (à la différence qu'en plus les instruments de LIGO sont isolés de tout parasite dans une chambre sous vide et cryogénisée. Au centre, le système en fonctionnement (la source laser est à droite). On voit "clairement" que les faisceaux lasers sont réfléchis par les miroirs. A droite, l'image d'interférence que produit ce système. A gauche quand il n'est pas perturbé par un signal extérieur, à droite quand le faisceau laser subit le passage d'une onde, dans ce cas-ci le son de la parole. Le même type de déphasage se produit lors du passage d'une onde gravitationnelle. C'est ce léger déphasage que LIGO peut mesurer avec une précision subatomique. Images extraites d'une présentation publique de Brian Green et adaptées par l'auteur.

En temps-lumière la distance séparant les deux installations est de 10 ms et fut mise à profit pour valider la découverte de l'évènement détecté le 14 septembre 2015. Aujourd'hui la Collaboration Scientifique LIGO (LSC) regroupe plus de 1000 scientifiques de 14 pays et plus de 90 universités et institutions y compris des chercheurs du CNRS et d'autres centres de recherches européens.

La première installation LIGO fonctionna jusqu'en 2010 et était 100 fois plus sensible que la barre de Weber. Ses détecteurs étaient capables de détecter une source d'ondes gravitationnelles d'une amplitude de 10-20 dans un volume d'univers d'un rayon de 64 millions d'années-lumière (20 Mpc). LIGO fut amélioré entre septembre 2015 et janvier 2016 portant le rayon de son champ d'action à 190 millions d'années-lumière (60 Mpc). L'investissement coûta 200 millions de dollars. Cette nouvelle installation fut dénommée Advanced LIGO (aLIGO en abrégé) mais que beaucoup continuent de l'appeler LIGO par référence à la Collaboration Scientifique LIGO qui gère ce projet.

Dans le futur, sa sensibilité sera encore accrue et par conséquent sa portée sera étendue dans un rayon de 640 millions d'années-lumière (200 Mpc), soit 10 fois supérieur à l'installation originale. aLIGO sera capable de détecter une source d'ondes gravitationnelles émise dans les principaux superamas de galaxies (par exemple depuis le superamas du Sculpteur, d'Ophiuchus, de Shapley, de la Grande Ourse, du Lion ou encore de Persée-Poisson). 

Enfin, une extension de LIGO sera installée en Inde et devrait être opérationnelle en 2020.

Champs d'applications des différents projets d'interférométres de type LIGO (TNBS=trous noirs binaires supermassifs, TN=trou noir, EN=étoile neutron et NB=naine blanche). Document SKA (2014) adapté par l'auteur.

Equipé de cet arsenal, sachant que chaque galaxie abrite au moins un trou noir supermassif et une centaine de millions de trous noirs stellaires dont une bonne partie groupés sous forme de systèmes binaires abritant au moins un trou noir, on peut espérer détecter quelques évènements.

Virgo

Le second projet est Virgo, un détecteur européen implanté à Cascina, près de Pise, en Italie. La Collaboration Virgo représente plus de 250 physiciens et ingénieurs appartenant à 19 groupes de recherches européens : 6 du CNRS en France, 8 de l'Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN) en Italie, 2 du centre de Nikhef aux Pays-Bas, le centre RCP Wigner de Hongrie, le groupe POLGRAW de Pologne et l'European Gravitational Observatory (EGO) qui abrite le détecteur Virgo en Italie.

En forme de L, les bras de Virgo mesurent 3 km de long. Le prochain upgrade "Advanced Virgo" est planifié pour fin 2016.

GEO600

Un troisième système, GEO600, a été construit à Hanovre, en Allemagne. Les bras de l'interféromètre mesurent 600 m de long.

KAGRA

Enfin, deux autres détecteurs seront prochainement opérationnels, l'un nommé KAGRA est cours de construction au Japon (une antenna cryogénique de 3 km similaire à LIGO installée dans le site souterrain de Kamioka).

Au début du projet, Rochus E.Vogt[4] du MIT et les physiciens travaillant pour LIGO espéraient pouvoir détecter des perturbations de la matière 1000 fois plus petite que le diamètre d'un proton. Depuis l'upgrade de 2016, les détecteurs sont capables de mesurer des déformations inférieures à 1/10000e du diamètre du proton soit 10-19 m et des signaux d'une fréquence comprise entre 10-1000 Hz.

eLISA et OMEGA

L’aventure est si passionnante et l’avenir si prometteur que les projets se multiplient. L’ESA projette de lancer trois paires de satellites distants de 6 millions de kilomètres sur la même orbite que la Terre à l’horizon 2025-2028, c'est le projet eLISA. Sa mission sera de détecter et d'observer les ondes gravitationnelles émises par des trous noirs massifs et des étoiles doubles galactiques oscillant entre 10-4 et 10-1 Hz. Cette bande de fréquences ne peut pas être étudiée à partir du sol en raison du bruit engendré par les perturbations gravitationnelles locales et notamment par les marées océaniques. Bien que l'espoir soit faible, aux plus basses fréquences, il est possible que cette installation puisse également détecter les ondes gravitationnelles d'origine cosmologique (issues de l'inflation) comme l'installation LIGO initiale avait déjà tenté de le faire mais sans succès.

En avant-projet, fin 2015 l'ESA lança le satellite LISA Pathfinder vers le point de Lagrange L1 pour tester la technologie et les moyens de communications. Les premiers résultats très encourageants (notamment le niveau du "bruit d’accélération relative" qui est plus de 5 fois plus faible que ce qui était attendu pour le projet eLISA) furent publiés dans les Physical Review Letters en 2016.

Enfin, un projet similaire baptisée OMEGA est également à l'ordre du jour de la NASA, il compta parmi les projets "sélectionnables" en 2011 mais sa réalisation n'est pas encore confirmée.

Les interféromètres LIGO et eLISA

A gauche, l'interféromètre LIGO de l'Observatoire d'Hanford (USA). Document Caltech/NFS. A droite, le projet d'interféromètre spatial eLISA proposé par l'ESA.

Sensibilité et bruits

Comme évoqué plus haut, aux très basses fréquences où fonctionnent ces installations (aLIGO fonctionne entre 10 Hz-10 kHz et le radiotelescope SKA jusqu'à 10-9 Hz), comme les antennes radios, les détecteurs d'ondes gravitationnelles sont excessivement sensibles aux parasites et aux bruits naturels. Ainsi il existe toutes une série de sources naturelles d'une fréquence inférieure à environ 150 Hz et d'autres d'origines artificielles dont électroniques émettant jusqu'au delà de 10 kHz générant ce qu'on appelle un "bruit Shot" ou "bruit de Poisson". Comme en optique ou en radio, plus le rapport signal/bruit (SNR) est fort plus la source est claire et lumineuse. Ces émissions "parasites" présentent une amplitude caractéristique ou "strain" de l'ordre de 10-17 à 10-24 par Hertz en-dessous de 10 kHz, c'est-à-dire que non seulement elles émettent en plein milieu de la bande dans laquelle travaillent les détecteurs d'ondes gravitationnelles mais elles peuvent facilement couvrir un signal d'origine astronomique.

Comme on le voit ci-dessous à droite, parmi les contributions "parasites", il y a les sources naturelles comme les bruits sismiques et la pression de radiation (du rayonnement) et parmi les sources artificielles, le courant alternatif, le courant d'obscurité et le bruit Shot, le bruit quantique, les signaux des appareils électroniques comme les émetteurs lasers, les oscillateurs radiofréquences des émetteurs et récepteurs, et surtout toutes les émissions thermiques des systèmes optiques de détection eux-mêmes comme les miroirs, leurs revêtements, les suspensions des miroirs, les actuateurs et autres systèmes de contrôles, raison pour laquelle les installations sont refroidies et placées sous vide pour réduire au maximum les perturbations.

Jouez à Black Hole Hunter

Essayez d'identifier les ondes gravitationnelles

A gauche, niveau de sensibilité des installations LIGO et position de l'évènement GW150915. Plus la courbe est basse, plus le détecteur peut discriminer une faible source d'émission. A droite, les contributions des sources parasites. Document LIGO et LIGO/LCGT mis à jour par l'auteur.

En théorie aLIGO est assez sensible pour détecter les ondes gravitationnelles émises par une étoile naine, une étoile neutron ou un pulsar binaire, l’explosion d’une supernova, une collision stellaire, deux trous noirs en interaction et même selon Kip Thorne du Caltech par des cordes cosmiques en interactions (si elles existent). Il serait même intéressant de détecter la collision de deux étoiles neutrons ou de deux pulsars car l'impact devrait également générer des émissions électromagnétiques très brillantes (des flashes lumineux, X et gamma).

Toutefois, comme l'ont constaté les physiciens, toute la difficulté est de discriminer le signal de l'onde gravitationnelle parmi tous les parasites stochastiques, c'est-à-dire émis par les milliards de milliards d'autres corps célestes formant le fond du ciel. L'application Black Hole Hunter illustre toute la difficulté de ce type de projet.

Cela dit, jusqu'en 2015 aucun physicien ni personne ne savait ce qui se passait dans l'espace lorsque deux trous noirs entraient en collision. Nous savions seulement ce que nous laisse entrevoir les simulations basées sur les lois de la physique (relativité générale et physique quantique). Nous savons par exemple que les ondes gravitationnelles n'interagissent quasiment pas avec la matière. Le rayonnement gravitationnel généré par le Big Bang se libéra très tôt de la Grande unification des forces, précédant les neutrinos, quelque 10-44 sec après le Big Bang, lorsque la température était de 1032 K. Il sera très difficile de détecter sa trace. On y reviendra en cosmologie (notamment à propos de l'expérience BICEP2). Quant aux ondes gravitationnelles émises par les corps massifs et compacts, comme on dit l'espoir fait vivre.

Dans le cas des ondes gravitationnelles émises par les trous noirs - les meilleurs candidats que nous connaissons -, les simulations indiquent qu'un trou noir galactique en cours d'effondrement (proche de l'état d'équilibre) de 10 M tournant lentement sur lui-même émet des ondes gravitationnelles progessivement amorties (ce qu'on appelle le mode quasi normal) dont la fréquence varie comme l'inverse de la masse, soit 1210 Hz dans cet exemple avec un temps d'amortissement de 0.55 ms. En revanche, un trou noir extragalactique supermassif de 1 million de M émet à la fréquence de 0.0121 Hz (12.1 mHz) avec un temps d'amortissement de 55 secondes. Contrairement à ce qu'on pensait jusqu'aux années 1980, l'amplitude de cette onde reste toutefois très faible, de l'ordre de 10-22 pour un évènement se produisant à 60 millions d'années-lumière (dans l'amas de la Vierge). C'est le genre de signature que les physiciens participant aux expériences LIGO et autre Virgo ont recherché et fini par découvrir.

Deuxième partie

La découverte

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[1] A.Poincaré, Comptes Rendus de l’Académie des Sciences de Paris, 140, 1905, p1504 et repris dans “Oeuvres de Poincaré”, Gauthier-Villars, 1954, vol.9, p489 - A.Einstein, Sitzungsberichte, 1916, p688.

[2] R.Hulse et J.Taylor, Discovery of a pulsar in a binary system, The Astrophysical Journal, 195, 1975, L51.

[3] J.Weber et J.Wheeler, Review of Modern Physics, 29, 1957, p509 - J.Weber, Physical Review Letters, 22, 1969, p1302 - K.Thorne, Review of Modern Physics, 52, 1980, p290.

[4] R.E.Vogt, "The U.S. LIGO Project", Proceedings of the Sixth Marcel Grossmann Meeting on General Relativity, Japon, LIGO 91-7, September 1991 - R.Ruthen, Scientific American, March 1992, p72.


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