1.5 Méthodes de détection
1.5.3 Le réseau mondial d’interféromètres
Afin de mieux mesurer les paramètres des sources d’ondes gravitationnelles, il convient d’utiliser plusieurs interféromètres en réseau. Cela permet, entre autre, de réduire l’impact des angles morts, ou de mieux mesurer l’angle de polarisationψ, la position de la source et sa distance. Utiliser plusieurs instruments permet aussi de s’affranchir d’une partie des bruits locaux et d’éviter les temps morts si l’un des instrument ne peut pas prendre de données.
1.5.3.1 Les différents interféromètres en fonctionnement
Il existe actuellement quatre interféromètres, dont trois qui participent à la recherche d’ondes gravitationnelles. La figure 1.9 permet de visualiser leur position sur Terre.
Figure 1.9 – Carte des interféromètres terrestres utilisés actuellement ou dans le futur dans la détection d’ondes gravitationnelles. Crédits : Shawhan [45]
GEO600
GEO600 est le plus petit des quatre. Construit par une collaboration germano-britannique, chacun de ses bras mesure 600 m de long. Sa petite taille, relativement aux autres, le rend moins sensible, il ne participe donc généralement pas directement aux détections d’événe-ments. Il reste tout de même en fonctionnement, et sert principalement à la recherche et aux développements des nouvelles techniques utilisées plus tard sur les autres structures.
LIGO Hanford et Livingston
LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) Hanford, souvent noté H1, et Livingston, L1, sont les deux interféromètres américaines de la collaboration LIGO. Ils sont construits suivant un modèle identique, avec des bras de 4 km de long, à deux endroits opposés des USA. Afin de s’assurer de détecter les événements dans chacun des détecteurs, et donc de réduire l’impact des bruits locaux, ils ont été construits de façon telle à avoir une réponse d’antenne similaire.
C’est avec ces instruments que les premières détections ont pu être faites en 2015, permet-tant à trois membres de la collaboration LIGO d’obtenir en 2017 le prix Nobel de physique.
Virgo
Virgo, noté V1, est l’interféromètre européen construit par la collaboration éponyme, dont les bras mesurent chacun 3 km. Il a été choisi de le placer dans une configuration telle que sa réponse d’antenne est tournée à 45◦ par rapport aux deux détecteurs LIGO. Une détection multiple impliquant ce détecteur permet donc une meilleure mesure des paramètres géométriques du système, et de la polarisation de l’onde.
Faisant suite aux premières prises de données communes avec les premières versions des détecteurs dans les années 2000, Virgo a rejoint les LIGO à partir d’août 2017 pour participer à de nouvelles prises de données communes.
KAGRA
KAGRA (Kamioka Gravitational Wave Detector), ou K1, est un interféromètre japonais, lui aussi avec des bras d’une longueur de 3 km. Il diffère des instruments précédents par sa technologie. Il a ainsi été construit sous terre, pour diminuer les bruits sismiques, et ses optiques fonctionnent sous cryogénie, de manière à diminuer l’impact des bruits thermiques.
La construction de ce détecteur est terminée, mais il est à l’heure actuelle toujours en phase de test, et n’a pas participé aux récentes prises de données.
1.5.3.2 La collaboration LIGO-Virgo-KAGRA
Afin de faciliter les échanges entre les différents groupes de recherche, une collaboration commune a été créée. Ne regroupant à l’origine que LIGO et Virgo, KAGRA a rejoint cette collaboration en octobre 2019.
La collaboration LIGO-Virgo-KAGRA (LVK) se partage les données produites par les interféromètres et en réalise les analyses en commun. Après un temps réservé qui permet à la collaboration de publier les résultats scientifiques associées à une période d’observation, les données sont rendus publiques au bout de plusieurs mois.
Ce mode de fonctionnement permet de coordonner les prises de données. Il a donc été dé-cidé de fonctionner par périodes d’observation, nommées OX, entrecoupées par des périodes de pause servant à l’amélioration des instruments. Ces périodes sont parfois découpées par une courte pause, on les note alors OXa, OXb, etc...
Durant O1 (de septembre 2015 à janvier 2016) et la majorité de O2 (de novembre 2016 à août 2017), seuls les deux LIGO étaient en fonctionnement. Virgo les a rejoint pour le dernier mois de O2. Le travail présenté dans ce manuscrit commence juste après O2, et couvre toute la période incluant O3 (entre avril 2019 et mars 2020).
Entre les périodes de prises de données, les détecteurs sont mis à jour en y incluant de nouvelles technologies. La figure 1.10 montre les sensibilités et la figure 1.11 lesranges(BNS) atteints ou attendus pour chaque période OX. Durant O2, les ranges moyens pour H1 et L1 étaient respectivement d’environ 60 et 100 Mpc, et V1 atteignait les 25 Mpc au mois d’août.
Durant O3, ces ranges ont été de l’ordre de 115 Mpc pour H1, 135 Mpc pour L1 et 55 Mpc pour V1 (cf chapitre 7).
10 100 1000
Strainnoise[1/√Hz] O1: 80 MpcO2: 100 Mpc O3: L - 130 Mpc
Strainnoise[1/√Hz] O2: 30 MpcO3: 50 Mpc
O4: 90-120 Mpc O5: 150-260 Mpc
(b) Advanced Virgo +
Figure 1.10 – Sensibilités atteintes ou attendues des détecteurs LIGO et VIRGO avancés.
Crédits : Abbott et al. [46]
25-130
2015 2016 2017 2018 2019 2020
KAGRA
2021 2022 2023 2024 2025 2026
90-120
Figure 1.11 –Ranges atteins ou attendus dans les détecteurs avancés durant les différentes périodes d’observations. Crédits : Abbott et al. [46]
1.5.3.3 Les futurs projets d’interféromètres terrestres
D’autres instruments fonctionnant sur le principe de l’interférométrie sont envisagés.
LIGO-India
La collaboration LIGO prévoit un troisième interféromètre en Inde, il se nommera LIGO-India. L’instrument, dont la construction de l’infrastructure vient de commencer, devrait être prêt pour 2024, avec un design similaire à celui des LIGO.
Les interféromètres de 3ème génération
On nomme les versions d’origines de LIGO et Virgo des interféromètres de 1ère généra-tion. Les versions avancées, notées A pour Advanced, qui ont permis les détections de O1, O2 et O3, font partit de la 2ème génération. Des versions encore plus avancées, notées A+, devront être prêtes pour O4 et O5, c’est la génération 2.5.
Bien que la sensibilité des détecteurs progresse, elle arrivera à un moment à des limites imposées par les structures actuelles. Afin de passer une nouvelle étape dans la détection des ondes gravitationnelles, des instruments de 3ème génération pourraient voir le jour.
Ces instruments, ET (Einstein Telescope) en Europe, et CE (Cosmic Explorer) aux USA, ne seront pas opérationnels avant plusieurs années. Leurs designs ne sont pas définitifs, mais ils devraient prendre la forme d’interféromètres souterrains, du moins pour ET, longs de plusieurs dizaines de kilomètres. Grâce à eux, les chercheurs espèrent être capables de détecter des sources à des redshifts de plus de 20, et à des fréquences minimales de l’ordre du hertz. Il sera alors peut-être possible de détecter toutes les fusions d’étoiles à neutrons de l’Univers observable [47].