Virgo aujourd’hui Dernière prise de données stables : septembre 2005 Fin septembre 2005 : arrêt pour changement du système d’injection, augmentation d’un facteur 10 de la puissance Décembre 2005 : commissioning du nouveau système, toujours en cours

Virgo aujourd’hui Début de l’analyse des données réelles (thèse André-Claude Clapson soutenue fin avril) Veto population 3 (picomoteur banc det.) montecarlo Évènements PC Rapport signal/bruit Nbre évènements Veto population 1 (« BoBs ») Veto population 2 (mise en route clim) Veto population 4 (ssfs correction) => Mise en place de « vetos » (travail en cours)

Virgo aujourd’hui Groupe de travail commun avec LIGO : –un MoU en cours entre les deux collaborations pour un échange de données quand Virgo aura atteint sa sensibilité nominale Fin 2006 : sensibilité quasi nominale Premier run scientifique, en commun avec LIGO ?

Virgo aujourd’hui NS-NS distance de détection pour Virgo/LIGO: 14 Mpc (amas de la Vierge)  Taux de binaires spiralantes: moins d’un événement par an! –OG en phase de découverte et non pas d’exploitation astrophysique Améliorer la sensibilité d’un facteur 10 –Gagner un facteur 10 sur la distance de détection –Gagner un facteur 1000 sur le volume d’univers observable

Virgo + : upgrade de Virgo Idée : faire des « petits » upgrades pour limiter les périodes d’arrêt et commissioning tout en améliorent la sensibilité Quand : –quand Virgo aura atteint sa sensibilité nominale –Après une prise de données de qqs mois ? (pas avant 2008) Quoi : –Suspensions monolithiques (fused silica) –Laser plus puissant ( W ) –Compensation de la déformation thermique des miroirs –Upgrade du système de contrôle Pour le LAL : pas de nouveaux développements techniques

Virgo + Sources : - Binaires : x4 en distance 1 evt/an ? - SN : peu de gain - Pulsars : gamme en fréquence élargie, moins de temps d’intégration

Advanced Virgo : deuxième génération (2013 -) Idées : –Augmentation de puissance : laser + recyclage de signal (Monica Varvella au LAL sur le recyclage de signal) –Réduction du bruit thermique des miroirs –Nouvelle géométrie de faisceau –Nouveaux matériaux R&D en cours au sein des collaborations Virgo et GEO. Design non fixé – Patrice coresponsable du design optique Expérience encore à approuver et à financer Nouvelle collaboration ? Nouveau partage des responsabilités ? Advanced LIGO déjà financé, design établi, début de la “construction” en 2008, arrêt de LIGO I en 2010.

Advanced Virgo Sources (comparé à Virgo) - Binaires : x20 en distance plusieurs evts/an - SN : peu de gain - Pulsars : plusieurs objets accessibles ?

3ème génération d’interféromètres Suspension cryogénique –Réduire le bruit thermique –Problème d’évacuation de la chaleur Interféromètre totalement réflectif –Utilisation de réseaux de diffraction Coordination européenne via ILIAS, FP7, … Place(s) à prendre pour le LAL. Des pistes sont envisagées mais il manque la main d’oeuvre

LISA Mission repoussée au minimum à ère étape : LISA PATHFINDER 2009 –La suite se décidera après Gamme en fréquence : f<0.1 Hz –Accès à d’autres sujets de physique –Technologies très différentes de celles de VIRGO ESA : toujours dans les projets actifs, mais nouvelle revue des priorités en 2008 NASA : ne semble plus être une priorité –Toutefois mentionné dans le budget au même titre que les futures missions satellite X non définies pour le moment

CONCLUSIONS GROUPE ASTROPARTICULES

Futures astroparticules au labo Les 2 expériences sont à un tournant, un peu difficile de se projeter Dans les 5 ans: –AUGER : GZK, anisotropies, composition, … –Virgo : collaboration avec LIGO, Virgo + Possibilités ouvertes –« Suivre la voie » : Advanced Virgo, LISA, Auger II + radiodétection, EUSO, OWL, …. –Élargir à d’autres domaines : ANTARES HESS 2 – CTA Peu d’autres projets ou dans des domaines trop éloignés (satellites X en formations, …)

HESS 2 – 3 (CTA) HESS 1 : beaucoup de nouveaux résultats, domaine à maturité HESS 2 : ajout d’un miroir de 30 m au milieu des 4 premiers “petits” télescopes (13m) –Gain en sensibilité et en seuil en énergie –Design fixé, manque uniquement le fournisseur des miroirs –Début en 2008 – fortes connections avec GLAST HESS 3 - CTA: –Étude dans cadre européen ESFRI –Design non fixé, début de la réflexion –Grande collaboration européenne –Prévu pour 2013

ANTARES “Prototype” pour un futur détecteur km 3, 12 lignes au total soit 0.1km 2 1ère ligne plongée en mars 2006 KM3Net, collaboration en cours de création (rassemblant ANTARES, NEMO et NESTOR) –Quelle technologie? –Quel site (Méditerranée mais trois sites en concurrence) Financement européen pour l’écriture du design Associé au European deep-sea observatory network projects Début du déploiement et prise de données prévus ???

Conclusions AUGER et Virgo sont au début de leur vie scientifique, beaucoup de choses peuvent encore changer Nouveaux projets également dans le reste de la discipline –Problème de main d’œuvre Augmenter la liaison avec nos collègues astrophysiciens afin de maximiser notre impact scientifique

Questions ?

Les sources de Bruits

Les limitations de C7 Une convergence de problèmes nous a conduit à changer: le banc d’injection de la lumière laser: isolateur de Faraday pour éviter les problèmes de lumière réfléchie par l’ITF vers le laser meilleures qualités mécaniques meilleures optiques

Les limitations de C7 le miroir de recyclage : meilleure qualité mécanique réflectivité augmentée pour gagner sur le recyclage de puissance  Redémarrage en cours depuis décembre 2005 Relock complet au printemps Run scientifique à la fin de l’année (sensibilité nominale à haute fréquence ?)

Les Débuts de l’analyse des données réelles C6 : 15 jours de données Locking OK: 89 % Mode Science : 85 % Horizon maximal: 0.33 Mpc C7: 5 jours de données Locking OK: 70 % Mode Science : 65 % Horizon Maximal : 1.5 Mpc Détection à SNR=8, orientation optimale

Les Ondes Gravitationnelles dans le monde GEO TAMA AIGO VIRGO LIGO 3 ITF kilométriques: VIRGO (3 km) LIGO (2 antennes 4 km + 1 antenne 2 km)

Pourquoi Travailler en Réseau ? Obligatoire pour la recherche du bruit de fond stochastique Éliminer des fausses alarmes (bursts, binaires) Augmenter la probabilité de détection (burst, binaires) Reconstruire la direction de la source (précision de l’ordre du degré) Reconstruire le signal gravitationnel Diagramme d’antenne (Sensibilité en fonction de la direction de la source) HanfordLivingstonVirgo HLHVLV HL  HV  LV HLV Efficacité41 %22 % 60 %19 %

L’expérience LIGO

Le run S5 de LIGO

Ondes Gravitationnelles: Une histoire sans fin ? 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