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Vers la détection des ONDES GRAVITATIONNELLES Michel Davier (L.A.L. – Orsay) Cinquantenaire du Centre Scientifique dOrsay 13 avril 2005.

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1 Vers la détection des ONDES GRAVITATIONNELLES Michel Davier (L.A.L. – Orsay) Cinquantenaire du Centre Scientifique dOrsay 13 avril 2005

2 G = 8 Relativité Générale les idées principales La gravité nest pas une force, mais une propriété de lespace-temps Les concentrations de masse ou dénergie déforment (courbent) lespace-temps Les objets suivent le plus court chemin (géodésique) dans cet espace-temps courbé: la trajectoire est la même pour tous les objets

3 Un objet massif courbe lespace-temps Un objet se déplace dans lespace-temps courbé par les autres objets Lespace-temps courbé Equation dEinstein: La matière indique comment lespace se courbe. La géométrie indique comment la matière se déplace.

4 Un problème conceptuel est résolu ! La théorie de Newton La gravité agit instantanément à distance La théorie d Einstein linformation est transportée par les ondes gravitationnelles à la vitesse de la lumière G = 8

5 Une onde gravitationnelle propage une perturbation locale de courbure de lespace-temps Propagation de perturbations de courbure SOURCE: masses en mouvement variations de courbure PROPAGATION (comme une onde à la surface de leau)

6 Les ondes gravitationnelles (OG) OG = perturbations de la métrique (Minkowski) se propageant à la vitesse de la lumière propagation à la vitesse c (direction z) onde transverse (x,y) 2 états de polarisation (« + » et «x») émission quadrupolaire Espace-temps non perturbé: distance ds entre 2 pts proches Espace-temps perturbé: Les distances sont modifiées Équation donde satisfaite par h ct x y z

7 Effet dune OG OG = perturbation de la métrique distances modifiées h taux de déformation de lespace-temps Détecter une OG mesurer des variations (relatives) de distance OG se propageant suivant Oz Distance-test AB=L le long de laxe Ox

8 Effet dune OG sur un cercle de particules test h h onde G se déplaçant perpendiculairement au plan

9 Impossibilité dune expérience de Hertz sourcedistance hP (W) Barreau dacier, 500 T, = 2 m L = 20 m, 5 tours/s 1 m 2 x 10 -34 10 -29 Bombe H, 1 mégatonne Asymétrie 10% 10 km 2 x 10 -39 10 -11 Supernova 10 M asymétrie 3%10 Mpc 10 -21 10 44 2 trous noirs 1 M en coalescence 10 Mpc 10 -20 10 50 Puissance émise : Facteur astronomiquement pénalisant ! G/5c 5 ~10 -53 W -1 (moment quadrupolaire Q variable)

10 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 et relativistes On préférerait c 5 /G !!!

11 Une preuve indirecte : PSR 1913+16 (Hulse & Taylor, Nobel93) Les ondes gravitationnelles existent ! PSR 1913+16 : 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 (Damour-Deruelle) séparation 10 6 km diminution de 3mm/orbite de 8h observation pendant 20 ans

12 Sources astrophysiques Catalogue sources potentielles (f 10 Hz) : bursts (supernovae) binaires spiralantes pulsars (sources périodiques) fond stochastique autres ? (astres compacts) Amplitudes h(t) sur Terre ? Occurrence des événements ?

13 Supernovae SN type II = effondrement gravitationnel du cœur (Fe) dune étoile massive ayant épuisé son carburant formation dune étoile à neutrons Sources dasymétrie (mal connues) : rotation rapide présence dun compagnon Modèles : h ~ 10 -23 @ 10 Mpc f ~ 0.1 1 kHz 1 SN/ 40 ans / galaxie Formation trous noirs : étoile progénitrice trop massive l effondrement continue trou noir h ~ 10 -22 @ 10 Mpc f > 1 kHz Statistique ? + oscillations… simulations Zwerger & Müller, MPI

14 Binaires compactes spiralantes spirale : h(t) connu coalescence : pas de modèle désexcitation : modes propres dans le cas dun trou noir 2 étoiles à neutrons (NS) 2 trous noirs (BH) NS + BH Statistique : NS-NS : 0.001 1 /an 20 Mpc BH-NS/BH : ? événements intenses

15 Autres sources Pulsars au moins 10 5 pulsars dans la Galaxie plusieurs milliers à quelques Hz ou plus Amplitudes faibles ( h<10 -24 ) mais sources périodiques Asymétrie ? Fond stochastique Sources non résolues Fonds cosmologique : analogue au rayonnement EM fossile 2.7 K OG primordiales découplées de la matière 10 22 s après le Big Bang (rayonnement EM 10 5 ans) Instabilités de rotation, « montagnes », effets magnétiques …

16 Détecteurs dOG: historique 1960 détecteur résonnant (Weber) 1963 idée détecteur interférométrique (Gersenshtein&Pustovoit, Weber) 1969 fausse alarme (Weber) 1972 faisabilité détecteur interf. (Weiss) et 1 er proto (Forward) 1974 PSR1913+16 (Hulse&Taylor) Fin 70s barres refroidies à 4 K, protos dinterf. (Glasgow, Garching, Caltech) 1980 1ers travaux en France 1986 naissance de la collaboration Virgo (France+Italie) 1989 proposition Virgo et LIGO (USA) 1992 Virgo FCD approbation en France. LIGO approuvé 1993 Virgo approuvé en Italie 1996 début construction Virgo et LIGO 2001-2002 partie centrale Virgo. Mise en route LIGO (science runs) 2003-2004 mise en route de Virgo 2005 Vers la sensibilité nominale de Virgo. … …

17 Interféromètre de Michelson bien adapté au problème quadrupolaire large bande de fréq. Sensibilité : (bruit de photons)

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 : 3000 30~ 10 6 10 -17 3 10 -21 10 -23 10 -22 frange brillante Puissance LASER : P in = 20 W sensibilité (bruit de photons)

19 une distance de l ordre de 150 millions de kilomètres Terre Soleil mesurée à un atome près Pour obtenir une sensibilité spectrale en h de 23 Hz 1/2 fluctuation spectrale de position des miroirs 18 m Hz 1/2 (longueur effective des bras de 150 km) précision relative 23 Hz 1/2 x (1 kHz) 2 21 pour un signal de 1 ms ( f=1 kHz) Sensibilité spectrale: ordre de grandeur

20 VIRGO Collaboration CNRS-INFN (IN2P3: LAL, LAPP, IPNL, ESPCI, Obs. Nice) projet proposé par A. Brillet (LHA, Orsay) 50 physiciens, potentiel technique important Coût ~ 75M (55% Italie, 45% France) Site : Cascina – près de Pise Sensibilité visée :et

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

22 Le superatténuateur de VIRGO Contrôle actif des miroirs pour maintenir les différentes cavités en résonance Contrôle global (LAL) L ~ 7 m; M ~ 1 tonne + pendule inversé Atténuation sismique: ~ 10 14 à 10 Hz f res ~ 30 mHz -

23 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 de déplacement:

24 Minimum ~ 3 10 -23 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

25 Solution (réalisation LAL) 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 : 6 stations / bras Bruit non dominant ex.(1) : fluctuations dindice Fluctuations dindice fluctuations de phase (bruit !) Besoin : pression résiduelle < 10 -7 mbar Empêcher la pollution des miroirs : réduire le dégazage Ultravide 10 -9 mbar Volume de vide dans VIRGO : 2 x 3km x 1.2m ~ 7000 m 3 !

26 Bruit non dominant ex.(2) : lumière diffusée Rugosité miroirs lumière diffusée + tubes non isolés sismiquement bruit de phase Remèdes : Miroirs à faible diffusion (excellent état de surface) Pièges à photons (150 dans chaque bras, LAL) en acier et dentelés en verre + couche absorbante (près des miroirs)

27 Les optiques de VIRGO Problème optique : garantir P ~ 1 kW sur la séparatrice faibles pertes (< 2%) réalisation (LMA-Lyon), métrologie (ESPCI) Sources de pertes : Absorption ( 1 ppm coating, 2 ppm/cm substrat) Diffusion ( 5 ppm) 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%

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

29 Mise en route de Virgo Commissioning final commencé en sept.2003 1 ère cavité Fabry-Perot (bras nord) contrôlée fin octobre 2ème cavité Fabry-Perot (bras ouest) : janvier 2004 Mode Michelson : printemps 2004 Recyclage : fin octobre 2004 5 runs de 3-5 jours Réduction des bruits techniques Début de la prise continue de données 2006? Partie centrale (sans les bras kilométriques) en service de juin 2001 à juillet 2002 (tests et validation)

30 Engineering runs (partie centrale): bruit de position 5 ordres de grandeur gagnés à 1 kHz 3 ordres de grandeur gagnés à 10 Hz Sensibilité comprise sur tout le spectre 2 ordres de grandeur à gagner à 1 kHz (recyclage, puissance laser) rayon du proton

31 Cycle utile (C4) 9 pertes de « lock » comprises durée de « lock » maximale: 28h

32 Evolution de la Sensibilité de LIGO Interféromètre de 4km à Hanford Déc 01 Nov 03

33 Analyse des données Recherche de signaux à la limite du bruit du détecteur sources impulsionnelles (ex.: SN) forme des signaux mal connues méthodes robustes temps (différents algorithmes), temps-fréquence coalescences de binaires forme du signal connu filtrage adapté (Wiener) méthode optimale pulsars (périodiques) signal toujours présent intégration 1 an modulation de la fréquence (Doppler) stochastique corrélation entre 2 antennes proches h : mesure t : signal recherché (patron) rapport signal/bruit SNR

34 Patron bien adapté au signal Patron gaussien : w = 1 ms Signal gaussien : w = 1 ms Signal : SNR intrinsèque = ( h | h ) = 10 Sortie du filtre : = ( h | t ) = 10 Patron pas bien adapté au signal Patron gaussien : w = 1 ms Signal gaussien : w = 5 ms Signal : SNR intrinsèque = ( h | h ) = 10 Sortie du filtre : SNR = ( h | t ) = 7 filtrage adapté : exemple

35 GEO TAMA VIRGO Un réseau planétaire dantennes gravitationnelles 3 antennes kilométriques : VIRGO (3 km) LIGO (2 antennes, 4 km) Coïncidences et reconstruction + autres détecteurs LIGO

36 Lastronomie gravitationnelle Coïncidences 3 antennes interférométriques Confirmation détection OG Reconstruction direction et amplitude OG Coïncidences avec dautres détecteurs optiques (X,,visible) neutrinos Confirmation détection OG physique de la source propriétés des particules (masses des ) SN dans lamas VIRGO (~15 MPc ) coïncidence photons-OG t OG - t ~1 jour c/c ~5 x 10 -11 coïncidence neutrinos-OG t OG - t ~1 ms c/c ~5 x 10 -19

37 Le futur Améliorer la sensibilité dun facteur 2-10 volume de lUnivers observable augmente dun facteur 8-1000 pour des sources à des distances cosmologiques Advanced LIGO R&D Virgo 2009 Améliorations puissance du laser isolation sismique (LIGO) suspension miroirs recyclage du signal

38 Le futur dans lespace: projet LISA Centre de la formation en triangle dans le plan de l écliptique 1 UA du Soleil et 20 degrés derrière la Terre

39 LISA et LIGO/Virgo II LIGO/Virgo II LISA Domaines de fréquence disjoints Sources astrophysiques différentes

40 Astronomie des ondes gravitationnelles

41 Conclusions OG: conséquence de la Relativité Générale (Einstein, 1915) nécessité de sources astrophysiques compactes et relativistes (étoiles à neutrons, trous noirs, Big Bang) mise en évidence indirecte (pulsar binaire, 1974-1994) 1 ere génération: détecteurs résonnants (pas assez sensibles) 2 eme génération: détecteurs interférométriques (LIGO-Virgo) construits et prêts à fonctionner sensibilité astrophysique en voie dêtre atteinte, mais probablement encore marginale pour des observations systématiques la méthode na pas atteint ses limites améliorations à létude les OG devraient être détectées dans les prochaines années et permettront douvrir une nouvelle fenêtre dobservation sur lUnivers

42 Ondes gravitationnelles ?


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