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VIRGO ET LA (LONGUE) QUETE DES ONDES GRAVITATIONNELLES Patrice Hello (L.A.L. – Orsay)

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1 VIRGO ET LA (LONGUE) QUETE DES ONDES GRAVITATIONNELLES Patrice Hello (L.A.L. – Orsay)

2 Les ondes gravitationnelles (OG) OG = perturbations de la métrique (Minkowski) se propageant à la vitesse de la lumière ( propagation dun champ sur un espace-temps plat ) Caractéristiques principales : propagation à la vitesse c deux états de polarisation (« + » et «x») émission quadrupolaire

3 Effet dune OG OG = perturbation de la métrique distances modifiées (temps de vol de la lumière) Déviation géodésique en champ faible : h taux de déformation de lespace-temps Détecter une OG mesurer des variations (relatives) de distance

4 Effet dune OG sur un cercle de particules test (a)Effet dune OG polarisée + uniquement (b)Effet dune OG polarisée x uniquement (c)Amplitude h(t)

5 Impossibilité dune expérience de Hertz sourcedistance hP (W) Barreau dacier, 500 T, = 2 m L = 20 m, 5 tours/s 1 m 2 x Bombe H, 1 mégatonne Asymétrie 10% 10 km 2 x Supernova 10 M asymétrie 3%10 Mpc trous noirs 1 M en coalescence 10 Mpc Formule du quadrupole dEinstein : Facteur astronomiquement pénalisant ! G/5c 5 ~ W -1

6 Astres compacts et émission dOG Pb : G/c 5 est très « petit ». Source : masse M, taille R, période T, asymétrie a On introduit : Vitesse caractéristique v Rayon de Schwarzchild R s = 2GM/c 2 Luminosité énorme si R Rs v c a 1 © J. Weber (1974) Réécriture de la formule du quadrupole : astres compacts On préférerait c 5 /G !!!

7 Une preuve indirecte : PSR (Hulse & Taylor, Nobel93) Les ondes gravitationnelles existent ! PSR : pulsar binaire (couple de 2 étoiles à neutrons) tests de la gravitation en champ fort et en régime dynamique Perte dénergie par émission dOG : la période orbitale diminue

8 Sources astrophysiques Catalogue sources potentielles (HF) : bursts (supernovae) binaires spiralantes pulsars (sources périodiques) fond stochastique autres ? (astres compacts) Amplitudes h(t) sur Terre ? Occurrence des événements ?

9 Supernovae SN type II = effondrement gravitationnel du cœur (Fe) dune étoile massive ayant épuisé son carburant (H) formation dune * à neutrons Emission dOG ?Dépend de lasymétrie (mal connue) Sources dasymétrie rotation rapide présence dun compagnon Modèles modernes : h ~ Mpc f ~ kHz 1 SN/ 40 ans / galaxie Formation trous noirs : étoile progénitrice trop massive effondrement continue trou noir h ~ Mpc f > 1 kHz Statistique ? + oscillations…

10 OG émises par les supernovae simulations Zwerger & Müller, MPI Garching. (SN type II)

11 Binaires compactes spiralantes Système de 2 astres compacts (NS et BH) en fin dévolution moment quadrupol. Variable émission OG émission OG perte énergie et moment cinétique les 2 astres se rapprochent … Evolution catastrophique fusion des 2 objets PSR : fusion dans 300 millions dannées Signal attendu : Phase spirale bien modélisée signal h(t ) prédit Coalescence très mal décrite signal ? Statistique : NS-NS : 3 /an 200 Mpc BH-NS/BH : ? mais événements intenses …

12 Binaires compactes spiralantes : le signal « inspiral » : h(t) connu « merger » : pas de modèle « ringdown » : modes propres dun trou noir 2 étoiles à 10Mpc h max ~ et f max ~ 1 kHz

13 Autres sources Pulsars au moins 10 5 pulsars dans la Galaxie plusieurs milliers à HF (qq. Hz) Amplitudes faibles ( h< ) mais sources périodiques Asymétrie ? Fond stochastique Fonds cosmologiques Sources non résolues … Instabilités de rotation, « montagnes », stress magnétique …

14 Bilan sur les ondes gravitationnelles Amplitudes h faibles Sources astrophysiques – objets compacts OG = perturbation de la métrique Modification des distances-lumière Effet différentiel Détecteur interférométrique ?

15 Historique er détecteur (Weber) 1963 idée détecteur itf (Gersenshtein&Pustovoit, Weber) 1969 Fausse alarme (Weber) 197X Essors détecteurs à la Weber 1972 Faisabilité détecteur itf (Weiss) et 1 er proto (Forward) 1974 PSR (Hulse&Taylor) Fin 70s barres refroidies à 4 K, protos ditf (Glasgow, Garching, Caltech) ers travaux en France 1986 naissance de la collaboration VIRGO (France+Italie) 1989 proposal VIRGO, proposal LIGO (USA) 1992 VIRGO FCD approbation France. LIGO approuvé 1993 VIRGO approuvé en Italie 1996 début construction VIRGO et LIGO VIRGO CITF 1ères « données ». LIGO : science runs 200X VIRGO opérationnel. … …

16 VIRGO Collaboration CNRS-INFN (IN2P3 : LAL, LAPP, IPNL) 50 physiciens, 50 ingénieurs Coût ~ 75M (55% Italie, 45% France) Site : Cascina – près de Pise Début prise de données : 2004 Sensibilité visée :et

17 Principe de la détection interférométrique OG incidente Modification Chemin optique Variation de la puissance P det Sensibilité : (bruit de photon) Interféromètre de Michelson suspendu Miroirs = masses-test

18 Amélioration du principe de base augmenter la longueur des bras : 1 m 3 km ajouter des cavités Fabry-Perot (Finesse = 50 Gain = 30) ajouter le miroir de recyclage (P = 1 kW sur la séparatrice) Sensibilité : Sensibilité : h ~ Photodiode Détection Laser Gain : ~ frange brillante Puissance LASER : P in = 20 W sensibilité (bruit de photon)

19 Atténuation du bruit sismique Mesure sur le site : Filtrage indispensable ! 5 oscillateurs fréquence propre ~ 0.6 Hz : Oscillateur harmonique : Fonction de transfert : Loin de la résonance : N oscillateurs en série :

20 Le superatténuateur de VIRGO Contrôle actif des miroirs 0.4 N nécessaire pour un déplacement d 1 cm L ~ 7 m; M ~ 1 tonne + pendule inversé Atténuation sismique: ~ à 10 Hz f res ~ 30 mHz -

21 Bruit thermique Oscillateur mécanique à T excité par lenvironnement bruit thermique (cf. mouvement brownien, théorème fluctuations-dissipation) Chaque mode de vibration caractérisé par : fréquence propre 0 facteur de qualité Q Densité spectrale : Si 0 :

22 Bruit thermique : densité spectrale du déplacement = 2 x 1 kHz Q = 10 5 f (Hz)

23 Minimum ~ entre ~ 500 Hz et 1 kHz «mur sismique» Bruit thermique Queue de la résonance À 0.6 Hz Bruit de photon Résonance miroirs Modes violon VIRGO : sensibilité prévue À condition de contrôler tous les autres bruits !!!

24 Bruit de fréquence du LASER Fluctuations de fréquence+asymétrie de longueur de litf bruit de phase Si différence de marche d=0 : pas de contrainte Mais sources dasymétrie : d = (FL) = L F+F L Or sensibilité en phase : Simule une OG damplitude (spectrale) : sensibilité visée : asymétrie ~ freq. 2.8 x Hz spécif Stabilisation active du laser en fréquence + cavité « mode-cleaner » (cavité optique = filtre passe-bas)

25 Stabilisation en fréquence du LASER Cavité de référence (ULE) Sous vide Accrochée au banc dentrée

26 Solution : Tubes acier ~1.2 m, e ~ 4 mm. 200 modules de 15 m dans chaque bras étuvage 400 C en usine puis 150 C ( H 2 O ) sur site pompage : 10 stations / bras Fluctuations dindice Fluctuations dindice fluctuations de phase (BRUIT !) Vide poussé indispensable Besoin : pression résiduelle < mbar Volume de vide dans VIRGO : 2 x 3km x 1.2m ~ 7000 m 3 !

27 Lumière diffusée Rugosité miroirs lumière diffusée + tubes non isolés sismiquement bruit de phase Remèdes : Miroirs à faible diffusion (TB état de surface) Pièges à photons (80 dans chaque bras) en acier et dentelés en verre + couche absorbante (près des miroirs)

28

29 Les optiques de VIRGO Problème optique : garantir P ~ 1 kW sur la séparatrice faibles pertes (< 2%) Sources de pertes : Absorption Diffusion Aberrations (pertes géométriques) Solution : miroirs en silice (SiO 2 ) = 35 cm et h = 10 ou 20 cm Futur : miroirs en saphir (Al 2 O 3 ) ou fluorine (CaF 2 ) ? Spécif. z < /100 S Reproductibilité courbures <1%

30 Bruits : bilan bruitremède Bruit sismiqueSuperatténuateur Bruit thermiqueQ élevés Masses ~30 kg Bruit de photonsPuissance +cavités +recyclage Fluctuations de pressionUltravide Lumière diffuséePièges à lumière Bruit de fréquenceStabilisation Bruit géométriqueFiltrage spatial

31 Le CITF (Central area InTerFerometer) Partie centrale (sans les bras kilométriques) en service de juin 2001 à juillet Tests et validation : superatténuateurs électronique et soft acquisition des données mode cleaner de sortie optique dinjection apprentissage contrôle de litf 5 « runs »de 3 jours de septembre 2001 à juillet 2002

32 Engineering runs : résultats RunDateConfiguration E009/2001Michelson simple E112/2001+ contrôle SA E204/2002+ recyclage E305/2002+ alignement auto E407/2002+ injection RunPertes contrôleCycle utileDurée max. E0198%51h E1185%27h E2398%41h E3498%40h E4473%14h

33 Engineering runs du CITF : résultats 5 ordres de grandeur gagnés à 1 kHz 3 ordres de grandeur gagnés à 10 Hz Sensibilité comprise sur tout le spectre Le détecteur le plus sensible à < 10 Hz ! Mais il reste quelques ordres de grandeur à gagner pour détecter les OG

34 Virgo : actualités et le futur proche Phase de commissioning final a commencé (sept.2003) 1 ère cavité (bras nord) contrôlée fin octobre (Engineering run novembre) Planning : Contrôle 2ème cavité (bras ouest) : janvier 2004 Mode Michelson : printemps 2004 Recyclage : été 2004 Premier « science run » : fin 2004 ?

35 GEO TAMA AIGO VIRGO Lastronomie gravitationnelle 3 antennes kilométriques : VIRGO (3 km) LIGO (2 antennes, 4 km) Coïncidences et reconstruction + autres détecteurs LIGO

36 Lastronomie gravitationnelle Réponse spatiale (diagramme dantenne) Coïncidences 3 antennes interférométriques Confirmation détection OG Reconstruction direction et amplitude OG Sauf pulsars ! Coïncidences avec dautres détecteurs optiques (X,,visible) neutrinos Confirmation détection OG Exemple supernova : coïncidence photons-OG SN dans lamas VIRGO (~15 MPc ) t OG - t ~10 jours c/c ~5 x

37 Le futur Améliorer la sensibilité dun facteur 2 volume de lUnivers observable augmente dun facteur 8

38 conclusion Un nouveau domaine Une expérience complexe Une longue mise au point Une collaboration internationale nécessaire Un riche potentiel de découvertes Tests théorie gravitation (célérité OG, polarisations …) Existence des trous noirs (formation et oscillations) Dynamique des effondrements Mesure distances absolues Sursauts … SURPRISES

39 GW: a never ending story The future of gravitational astronomy looks bright That the quest ultimately will succeed seems almost assured. The only question is when, and with how much further effort [I]nterferometers should detect the first waves in 2001 or several years thereafter (…) 1995 Kip S. Thorne Km-scale laser interferometers are now coming on-line, and it seems very likely that they will detect mergers of compact binaries within the next 7 years, and possibly much sooner. 2002


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