mise à jour le 15 Septembre 2005

 

CONFÉRENCE SUR "LES ONDES GRAVITATIONNELLES"

Par ALAIN BRILLET 
de l'OCA, Directeur de Recherche , Membre de VIRGO

Organisée par l'IAP

98 bis Av Arago, Paris 14 ème

 

le mardi 13 septembre 2005

 

Photos : JPM.pour l'ambiance sinon voir les ©

 

 

 

 

BREF COMPTE RENDU

 

Un public très nombreux, comme toujours à l'IAP, s'apprête à écouter ce soir notre conférencier.

 

 

 

 

 

 

 

Alain Brillet , Directeur de recherche au CNRS et membre d'ARTEMIS de l'OCA (je traduis : Astrophysique Relativiste Théories Expériences Métrologie Instrumentation Signaux de l'Observatoire de la Côte d'Azur) a travaillé aussi à ,l'Horloge Atomique, il a dirigé (côté français) le projet VIRGO pendant sa construction de 1993 à 2003 et maintenant membre du groupe VIRGO.

 

Il nous entretient ce soir des ondes gravitationnelles et de leur détection.

 

Nos lecteurs peuvent aussi se remettre en mémoire la conférence du symposium Einstein sur un sujet similaire afin de mieux se préparer à ce compte rendu.

 

 

 

 

 

 

 

GÉNÉRALITÉS.

 

Les ondes gravitationnelles (OG) sont des déformations de la structure de l'espace-temps.

C'est une invention de notre petit génie Albert Einstein en 1916.

Que peut on dire de simple pour commencer sur les OG :

 

Cette interaction gravitationnelle n'est pas instantanée, donc il y a un retard de propagation , et émission d'énergie qui conduit à la genèse des OG.

 

 

PROPRIÉTÉS DES OG.

 

·        Transversalité : les effets sont perpendiculaires à la direction de propagation

·        Vitesse : se propage à la vitesse de la lumière, permet de localiser la source des OG

·        Polarisation :deux polarisations possibles

·        Extrême faiblesse de l'interaction : la variation de longueur Dx/x au passage d'une onde de gravité est liée à l'amplitude h de l'OG par la formule :

 

Dx/x  =  ½ hxx

 

Il faut se rendre compte de l'ordre de grandeur de ces variations :

La variation a détecter serait de 10-17 pour la coalescence d'un trou noir binaire de 10 Masses solaires situé au centre de notre galaxie et de 10-20 pour le même objet situé dans l'amas de la vierge (à 80 millions d'al).

 

À titre de comparaison la variation à détecter sur une longueur de 10.000km est de la largeur d'un atome!!!!!

 

Cette faiblesse de l'interaction oblige à une sensibilité instrumentale énorme.

Par contre cet inconvénient devient un avantage : l'Univers est pour ainsi dire transparent aux OG, donc pourrait remonter jusqu'au début de l'Univers, c'est une nouvelle fenêtre ouverte sur l'Univers. On se console comme on peut!

 

 

 

SOURCES D'ONDES GRAVITATIONNELLES.

 

Pour avoir émission d'OG il faut des masses élevées, un mouvement rapide et un moment quadrupolaire.

 

 

Seuls des étoiles à neutrons, des trous noirs et des systèmes binaires peuvent donner des OG détectables.

 

On a eu longtemps des doutes sur l'existence des OG, mais depuis 1975 le doute n'est plus permis.

Hulse et Taylor découvrent un pulsar (PSR 1913+16 : pulsar binaire : couple de 2 étoiles à neutrons) avec modulation de l'émission de l'ordre de 8 heures, prouvant ainsi que c'est bien un système double.

 

 

Ils prétendent qu'il émet des ondes gravitationnelles et que donc ils devraient perdre de l'énergie, ce qui a été confirmé par la courbe suivante montrant la diminution de la période orbitale sur 20 ans (perte de 3mm par orbite de 8h!).

 

Hulse et Taylor obtiennent le prix Nobel pour cela en 1993.

 

 

 

 

 

Les masses élevées étant à la source d'émission d'OG, les fréquences à détecter sont de très basses fréquences bien sûr.

Par exemple :

Pour une émission source d'une masse solaire : fréquence des OG : 1 ms (1000Hz)

Pour une émission source de un million de masse solaire : fréquence des OG : 1000 s (1 mHz!)

 

 

HISTORIQUE DES ONDES GRAVITATIONNELLES.

 

Alain Brillet nous relate maintenant succinctement l'historique de la notion d'ondes gravitationnelles.

 

1960 Premier détecteur résonant (Joe Weber) peu sensibles

1973 détecteur interférométrique (R. Weiss) dimensionnement, étude, bruit.

1974 PSR1913+16 (Hulse&Taylor)

1980 Interférométrie par Ron Drever (Caltech)

1990 projets de construction de LIGO (USA) et VIRGO (France+Italie)

1993 Début Construction VIRGO

2001-2002 VIRGO CITF. LIGO : engineering runs

2005 LIGO presque à sa sensibilité (et VIRGO fin 2005 début 2006)

2013 Lancement de LISA dans l'espace

2016 Centenaire de l'invention des OG par Albert.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

LE PROJET FRANCO-ITALIEN VIRGO.

 

 

 

 

Le projet VIRGO comme tous les projets similaires (LIGO aux USA par exemple) est basé sur la construction d'un interféromètre type Fabry-Perot géant (bras de 3km) qui devrait détecter le passage des OG. (voir schéma de principe © Virgo ci dessus)

 

On doit être capable de mesurer une variation de différence de longueur de l'ordre de 10-18 m et avoir une puissance lumineuse importante.

 

Pour augmenter l'effet il faut augmenter aussi artificiellement la longueur des bras, c'est le rôle de miroirs  liés à une cavité Fabry-Perot résonante, le signale effectue une centaine d'aller-retour.

 

De même la puissance lumineuse du Laser d'origine (20W) est amenée artificiellement à 1KW par un jeu de miroirs aller-retour utilisant le même principe Fabry-Perot.

 

 

Mais le plus grand problème c'est l'environnement sismique : il faut y être totalement insensible.

 

C'est le but des "super-atténuateurs" mis au point pour ce site et dont on voit à gauche le principe.

C'est ce genre de système qui suspend les miroirs (Payload = charge utile) afin de les isoler du monde extérieur.

 

    

 

 

On voit sur la courbe ci dessus à droite le gain de 1014 d'isolement à la fréquence de 10Hz.

 

D'autres détails sur Virgo : les miroirs ont un diamètre de 35cm et une épaisseur de 10cm ils sont en silice synthétique fabriqués par IPN à Lyon.

Les mesures nécessitent aussi un ultra vide pour les bras de 3km et les tours reliant ceux ci.

 

Les premières mesures commencent à être faites et Alain Brillet nous présente ces premiers résultats très encourageants.

 

 

(graphique : merci à A Brillet de me l'avoir mis à disposition)

 

 

La courbe en noir du bas est la courbe visée, on voit que l'on s'en approche de plus en plus.

 

 

Finalement, ce qui est très satisfaisant est que l'instrument peut maintenant fonctionner en mode automatique sans interruption sur de longues périodes.

 

 

 

LE FUTUR DANS L'ESPACE : LISA.

 

Nos lecteurs connaissent bien ce projet dont j'ai parlé dans cet article précédent, ils peuvent s'y reporter pour plus de détails.

 

LISA est le premier engin spatial composé dédié à la détection des ondes gravitationnelles. Elle va détecter les ondes provenant d'étoiles binaires comme trous noirs ou étoiles à neutrons qui orbitent l'une autour de l'autre qui pourraient être situées dans notre galaxie, et aussi celles provenant de trous noirs massifs extra galactique.

LISA effectue ces recherches dans le domaine des très basses fréquences (bien en dessous de 1Hz), ce qui était impossible sur Terre à cause des tremblements de terre et autres vibrations du sol. Par contre il faudra s'assurer de la position exacte des sondes spatiales et de l'influence du vent solaire, c'est un challenge technique auquel l'ESA et la NASA s'attaque.

 

 

 

L'ESA d'ailleurs a la plus grande part dans cette aventure en effet elle fournit les trois engins (construits par EADS Astrium) et leur système de propulsion, les capteurs gravitationnels, certains composants Laser et une partie de l'interférométrie. La NASA fournit le lanceur (Delta IV) des composants pour l'interféromètre et les systèmes de communication. Elle s'occupe aussi de l'intégration et des tests.

 

 

C'est le Goddard Space Flight Center (Maryland) qui dirige le projet.

 

 

 

 

 

On voit sur le graphique que LISA et les expériences au sol comme LIGO et VIRGO sont complémentaires, les domaines de fréquences ne sont pas les mêmes et les sources observables sont différentes. LISA travaille dans les ultra basse fréquences.

 

 

En conclusion espérons que le budget de LISA ne sera pas coupé dans le futur trop drastiquement.

 

Lancement 2013! Croisons les doigts!

 

 

 

 

 

POUR ALLER PLUS LOIN.

 

Document pdf de 3,3 MB : L'expérience VIRGO en français par Fabien Cavalier IN2P3 (Juin 2005) : parfait, il y a tout sur le projet en 34 pages

Document pdf de 1,5 MB sur les source astrophysiques des OG par Jérôme Novak (LUTH)19 pages (Juin 2005) : quelques formules mathématiques mais super clair sur toutes ces étoiles bizarres.

 

 

Document PPT de 6MB sur "Vers la détection des OG" par Michel Davier du LAL Orsay (Avril 2005) , beaucoup de formules.

 

Des photos du projet Virgo.

 

 

 

 

 

 

 

 

C'est tout pour aujourd'hui!

 

 

Bon ciel à tous

 

 

Jean Pierre Martin   www.planetastronomy.com