A la Recherche
des Ondes Gravitationnelles
Cavalier Fabien
• Les ondes gravitationnelles
• Quelles Sources ?
• La détection interférométrique
• Les premiers résultats
• LISA
Les Ondes Gravitationnelles
Astronomie :
• Ondes Radio
• Infrarouge
• Visible
• Ultraviolet
• Rayons X
• Rayons } Ondes électromagnétiques émises par des
charges électriques en mouvement ou des réactions
nucléaires
Les Ondes Gravitationnelles
sont émises par des masses en mouvement
Relativité Générale d'Einstein
« La matière indique à l'espace-temps comment se courber, l'espace-temps indique à la matière comment se déplacer » J.A. Wheeler
Un objet massif courbe l’espace-temps Un objet se déplace dans l'espace-temps courbé par les autres objets
• Les ondes gravitationnelles sont prédites par la Relativité Générale d’Einstein
• Ce sont des perturbations de l ’espace-temps (analogues aux vagues de la mer)
• Elles voyagent à la vitesse de la lumière
• Elles peuvent traverser des millions d’années-lumière sans
être absorbées par la matière
L L + L
La déformation relative L/L est égale à leur amplitude h
Temps
Effet du passage d’une onde gravitationnelle
Une expérience de Hertz ?
source distance h P (W)
Barre d’acier, 500 T, = 2 m L = 20 m, 5 tours/s
1 m 2x10-34 10-29
Bombe H 1 mégatonne Asymétrie 10%
10 km 2x10-39 10-11
Formule du Quadrupole : P 5 G c
5Q Q
G/5c
5~10
-53W
-1 Moment Quadrupolaire : quantifie l’écart à lasymétrie sphérique
“G/c
5very small, c
5/G will be better” © J. Weber (1974)
6 6 2 2 2
5
5c v R R G
P c
S• asymétrie de la source
• Rs rayon de Schwarzschild de la source
• R rayon de la source
• v vitesse typique de la source Taille du trou noir
qui aurait la masse de la source
Seuls les phénomènes astrophysiques cataclysmiques peuvent émettre des ondes gravitationnelles détectables
source distance h P (W)
Supernova 10 M asymétrie 3% 10 Mpc 10-21 1044 Coalescence de 2 trous noirs de 1 M 10 Mpc 10-20 1050
1pc = 3,26 année-lumière
Les Supernovae gravitationnelles
• Étoile massive en fin de vie
• Cœur de fer qui ne peut plus compenser son poids
• Effondrement rapide pour
former une étoile à neutron
Coalescence d’étoiles à neutrons
Coalescence de trous noirs et désexcitation
d’un trou noir
Pulsars
L’existence des ondes gravitationnelles a été prouvée indirectement
• Pulsar 1913+16: système binaire d’étoiles à neutrons en orbite l’une autour de l’autre
• Diminution de la période orbitale (Séparation ~106 km, Diminution de 3mm/orbite(8h))
• Diminution en accord avec la
prédiction de la Relativité Générale (perte d’énergie par émission
d’ondes gravitationnelles)
• Taylor & Hulse, Prix Nobel 1993
Les sources d’Ondes Gravitationnelles
LIGO, Virgo
Comment Les Détecter ?
Il faut mesurer des longueurs avec une précision relative de 10
-21Terre
Soleil une distance de l ’ordre de
150 millions de kilomètres
mesurée à un atome près
La détection : Rappel Historique
1960 Premier détecteur(Weber)
1963 Idée d’un détecteur ITF(Gersenshtein&Pustovoit, Weber) 1969 Première fausse alarme (Weber)
197X Age d’or des détecteurs type Weber
1972 Faisabilité de l’ITF (Weiss) et premier prototype (Forward) 1974 PSR1913+16 (Hulse&Taylor)
Fin 70s Barres à 4K, prototypes ITF(Glasgow, Garching, Caltech) 1980 Premières activités in France
1989 proposal VIRGO, proposal LIGO (USA) Fin 2005 LIGO à sa sensibilité nominale
2007 VIRGO quasiment à sa sensibilité nominale 2009-2011 Enhanced LIGO et Virgo +
2015 Advanced LIGO et Advanced Virgo
Laser
Miroir
Miroir Miroir
Semi-réfléchissant
Détecteur de lumière L’Interféromètre
de Michelson
Chemin 1 Chemin 2
La détection interférométrique
Le détecteur de lumière voit la somme des deux faisceaux Faisceau Chemin 1
Faisceau Chemin 2
Total : interférence constructive
Temps
1,064 m
Faisceau Chemin 1
Faisceau Chemin 2
Total : interférence destructive appelée frange noire
L’état d ’interférence dépend
de la différence de longueur entre les deux chemins
Temps
• Réglons l’interféromètre sur une frange noire
• Une onde gravitationnelle va changer la longueur des chemins
• Le détecteur va recevoir de la lumière
• La quantité de lumière est proportionnelle à l’amplitude h
Laser
Miroir de fond M22
Miroir de fond M12 Lame
Séparatrice Mbs
Expérience de table : h
Min 10
-15L P
h
Min 1 1
Détecteur de lumière
Miroir de Recyclage Mrc
Miroir d’entrée M11 Miroir d’entrée M21
Fabry-Perot 2
Fabry-Perot 1
Virgo : h
Min 10
-21La détection interférométrique en pratique
Les interféromètres dans le monde GEO
TAMA
AIGO VIRGO
LIGO
3 ITF kilométriques:
• VIRGO (3 km)
• LIGO (2 antennes 4 km + 1 antenne 2 km)
VIRGO
• S’isoler des vibrations du sol
• Mettre tout l ’interféromètre ( 7000 m
3) sous vide (P = 10
-9mbar)
• Avoir un laser dont la fréquence et la puissance sont stables 24 heures sur 24
• Avoir des miroirs dont la qualité est à la limite des techniques actuelles
• Contrôler en permanence ( typiquement toutes les 100 secondes) que
l’interféromètre est à son point de fonctionnement nominal
Les Difficultés Techniques
Le Super-Atténuateur
Le Super-Atténuateur
Le Super-Atténuateur
Le Super-Atténuateur
Les Performances
• amplitude du mouvement des miroirs de l’ordre du micron
• vitesse de quelques microns par seconde
Le Super-Atténuateur
Le Vide Le Tube Les Tours
Les Vannes
Les miroirs
• Réflectivités définies à mieux que 0,01 %
• Réflectivités miroirs d’extrémité > 0.9998
• Pertes (absorption, diffusion) de l’ordre de quelques ppm
• Rayon de courbure élevé (3400 m) et défini à 3 % près
• Surface définie à /40 sur 30 cm de diamètre
Solution : miroirs en silice (SiO
2)
= 35 cm et h = 10 ou 20 cm
La Sensibilité nominale de Virgo
Si tou s les bruit s tech nolog iques sont cont rôlés
La mise au point du détecteur
Le réseau mondial de détecteurs
La prochaine génération : Advanced Virgo
Gagner un facteur 10
sur toute la gamme de fréquence Gain de facteur 1000
sur le volume d’univers observé
La détection dans l’espace
• LISA Pathfinder – décollage prévu en 2011 : tests des certaines technologies de LISA
• Lancement de LISA pas encore fixé
