Les ondes gravitationnelles: nouveaux messagers du cosmos E

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1 Les ondes gravitationnelles: nouveaux messagers du cosmos E
Les ondes gravitationnelles: nouveaux messagers du cosmos E. Tournefier LAPP Congrès de la SFP 2007, Grenoble, 11 Juillet 2007 Les ondes gravitationnelles et leur sources La détection par interférométrie Etat des détecteurs interférométriques Futur SFP 2007, 11 Juillet 2007

2 Les ondes gravitationnelles
Les ondes gravitationnelles sont prédites par la relativité générale Des ondes de la métrique de l’espace-temps  Variation des distances Transverse and quadrupolaire (spin 2) Effet perpendiculaire a la propagation de l’onde Effet opposé suivant x et y Produit par un moment quadrupolaire variable Très petit facteur de couplage  Production sur Terre impossible  Sources astrophysiques GW L- D L L+ D L h = GW amplitude d = source distance Q = quadrupole moment SFP 2007, 11 Juillet 2007

3 Sources d’ondes gravitationnelles (I)
Etoiles en système binaire Mise en évidence indirecte: PSR (Taylor, Hulse) Système de 2 étoiles a neutrons Décroissance de la période orbitale due a l’émission d’OG: Très bon accord avec la prédiction de la RG Détection d’OG émises par ces systèmes? Bonne prédiction du signal de coalescence h ~ à 100 Mpc (1pc=3 a.l) Taux attendu: 10 à 160/an dans 300 Mpc  Test de la RG en champ fort  Chandelles standard SFP 2007, 11 Juillet 2007

4 Sources d’ondes gravitationelles (II)
Supernovae Emission d’OG si effondrement non sphérique Evénement impulsif ~ ms Forme et amplitude difficile a prédire Taux: 1/siècle dans notre Galaxie  Observation de la formation de trous noirs Pulsars Signal périodique OG émises si étoile non parfaitement sphérique Amplitude dépend de l’asymétrie 1000 pulsars connus  Equation d’état de l’étoile Fond diffus cosmologique: empreinte de l’expansion originale SFP 2007, 11 Juillet 2007

5 Sources: amplitude et fréquence
h = L/L  Sensibilité nécessaire: h ~ /√Hz SFP 2007, 11 Juillet 2007

6 La détection par interférométrie
OG: effet oppose suivant x et y  interféromètre = outil idéal masses en chute libre  miroirs suspendus (pendules) Détection d’OG: Mesure de petit déplacement  Mesure de petit déphasage h= L/L = 10-22 L=3km  il faut mesurer L=3x10-19 m Suspended mirror Suspended mirror Beam splitter Light Detection LASER SFP 2007, 11 Juillet 2007

7 La detection par interferometrie
Déphasage induit: Plus petit déphasage mesurable:  Pour h ~ 10-22: L=100km et P=500W Augmenter la longueur effective: cavités Fabry-Perot Fabry-Perot L L Augmenter le nombre de photons recycler le faisceau Recycling mirror P’ P SFP 2007, 11 Juillet 2007

8 L’interféromètre Virgo
Laser stable et puissant Nd-Yag, 20W Stabilite en frequence ~10-6 Stabilite en puissance ~10-8 Grand miroirs de haute qualité 35 cm, 20kg diffusion, absorption < 10ppm Système sous vide: Protection contre bruit acoustique et variations d’indice 10-8 mbar SFP 2007, 11 Juillet 2007

9 Bruits de déplacement Bruit sismique Bruit thermique ~1010
Displacement m/Hz 10-4 10-5 10-6 10-7 10-8 10–9 10–10 10–11 10–12 10–13 10–14 10–15 10–16 10–17 10–18 10–19 10–20 - 10-1 1 10 102 Frequency (Hz) ~1010 Photons shot noise  miroirs et matériaux (suspension) de haute qualité mécanique (faible dissipation) Système de 6 pendules en casade (10 m)  Attenuation ~ 1014 a 10 Hz SFP 2007, 11 Juillet 2007

10 Bruits fondamentaux et sensitivité de Virgo
SFP 2007, 11 Juillet 2007

11 Les interféromètres dans le monde
LIGO Hanford, 4 km: 2 ITF on the same site! GEO, Hannover, 600 m TAMA, Tokyo, 300 m Virgo, Cascina, 3 km LIGO Livingston, 4 km SFP 2007, 11 Juillet 2007

12 Virgo Collaboration ~120 physiciens Dates clefs:
- 1998: bâtiments centraux disponibles : Installation et commissioning de la partie centrale (CITF) : Passage du CITF à Virgo depuis l’été 2003: Commissioning de Virgo May Sep 2007: Premier run scientifique en coïncidence avec LIGO SFP 2007, 11 Juillet 2007 laser

13 Premier long run scientifique de Virgo: VSR1
Dates: 18 mai – mi-septembre 2007 Sensibilité Similaire à celle de LIGO > 700 Hz A un facteur 5 de LIGO dans la région intermédiaire (~100Hz) Meilleure en dessous 40 Hz But: collecter des données en coïncidence avec LIGO jusqu’à mi septembre 2007 Récent accord: échange des données avec LIGO et analyses conjointe Cycle utile de Virgo ~ 80% Mpc Horizon = distance à laquelle une coalescence d’étoiles à neutrons est observable SFP 2007, 11 Juillet 2007 18 mai 21 juin

14 Recherche de coalescences
Sélection des événements: Comparer le signal de l’interféromètre a la prédiction Forme du signal: 2 Vetos basés sur des signaux de monitoring Coïncidence entre détecteurs Distance maximale de détection (LIGO, S5): 15 Mpc Limite sur le taux d’événements (LIGO, S5): < 10-2 /galaxie/an prédiction: 2.e-5 – 3 e-4 /galaxie/an Recherche en coïncidence avec des Gamma Ray Bursts: (les courts GRBs pourraient être des coalescences)  limite sur la distance de la coalescence GRB070219A SFP 2007, 11 Juillet 2007

15 Recherche de supernovae
Recherche de bursts courts en coïncidence dans 3 détecteurs D’après les prédictions théoriques: LIGO peut détecter des supernovae dans la Galaxie Recherche du burst en coïncidence des longs GRBs S1 S2 S4 Expected U.L. if no detection, first 5 months of S5 Sine-Gaussian waveforms, Q=8.9 PRELIMINARY Excluded 90% C.L. SFP 2007, 11 Juillet 2007

16 Preliminary Recherche de pulsars Signal = sinusoïde modulée
Pulsars connus dans la Galaxie: recherche ciblée utilisant la période, phase et position connue  Limite sur le Pulsar du Crabe  limite donnée par le ralentissement !  Meilleure limite sur l’ellipticite: PSR J e<1.1x10-7 Recherche en aveugle: Signal module par le mouvement de la Terre Très couteux en temps de calcul Preliminary SFP 2007, 11 Juillet 2007

17 Le futur: meilleure sensibilité, plus basses fréquences
Taux attendu trop faible pour les détecteurs actuels  Test des limites supérieures Améliorer la sensibilité d’un facteur 10  volume visible x 1000 ! Atteindre de plus basses fréquences: plus de signaux Virgo+ / Enhanced LIGO (2009): Bruit /2-3 Advanced detectors (2014) Bruit / 10 Explorer les plus basses fréquences Einstein Telescope Souterrain => basses fréquences Cryogénique L ~ 30km Ad LIGO/Virgo NB Credit: M.Punturo LIGO 2005 Advanced LIGO/Virgo (2014) Virgo Design GEO-HF 2009 Virgo+ 2009 Einstein GW Telescope SFP 2007, 11 Juillet 2007

18 Le futur proche: Virgo+ et enhanced LIGO
Améliorations aux détecteurs actuels Virgo+: Augmenter la puissance du laser (20 -> 50W) Plus grande finesse des cavités (50-> 150) Meilleurs miroirs Suspensions monolithiques? Enhanced LIGO: Plus grande puissance Nouvelle technique de détection Les dates: Modifications aux détecteurs actuels: Prise de données a partir de mi-2009 Horizon x2-3 =>Taux x SFP 2007, 11 Juillet 2007

19 Conclusion Nouvelle génération de détecteurs interférométriques en opération Première détection possible (mais probabilité faible) Plans pour l’amélioration de la sensibilité d’un facteur 10 Détection garantie avec les détecteurs Advanced LIGO/Virgo (~2014) Et après: l’astronomie gravitationnelle SFP 2007, 11 Juillet 2007