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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 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 Puissance émise : Facteur astronomiquement pénalisant ! G/5c 5 ~ 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 (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 (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 ~ Mpc f ~ kHz 1 SN/ 40 ans / galaxie Formation trous noirs : étoile progénitrice trop massive l effondrement continue trou noir h ~ 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 : /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< ) 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 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 PSR (Hulse&Taylor) Fin 70s barres refroidies à 4 K, protos dinterf. (Glasgow, Garching, Caltech) ers 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 partie centrale Virgo. Mise en route LIGO (science runs) 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 : ~ 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: ~ 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 ~ 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 < mbar Empêcher la pollution des miroirs : réduire le dégazage Ultravide 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 ère cavité Fabry-Perot (bras nord) contrôlée fin octobre 2ème cavité Fabry-Perot (bras ouest) : janvier 2004 Mode Michelson : printemps 2004 Recyclage : fin octobre 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 coïncidence neutrinos-OG t OG - t ~1 ms c/c ~5 x

37 Le futur Améliorer la sensibilité dun facteur 2-10 volume de lUnivers observable augmente dun facteur 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, ) 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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