Observatoire d'ondes gravitationnelles

En astronomie, un observatoire d'ondes gravitationnelles (on parle aussi de détecteur d'ondes gravitationnelles) est un système destiné à détecter et mesurer les ondes gravitationnelles. Les principaux observatoires actuels se fondent sur l'interférométrie, et ont permis de réaliser la première détection directe d'ondes gravitationnelles en 2015. On compte aujourd'hui 5 observatoires en activité (les deux LIGO, Virgo, KAGRA et GEO600), bien que seuls LIGO et Virgo soient suffisamment sensibles pour réaliser des détections.

Contexte

Dans le cadre de la relativité générale, les ondes gravitationnelles sont des perturbations de l'espace-temps se propageant à la vitesse de la lumière. Elles se caractérisent par une variation locale de la notion de longueur lors de leur passage. L'espace-temps étant très rigide, il faut une grande quantité d'énergie pour générer des variations de longueur infimes à notre échelle (typiquement de l'ordre de 10−20 m pour un objet de 1 m, un million de fois plus petit que le noyau d'un atome). Ainsi, seuls des évènements astrophysiques extrêmes sont susceptibles de générer des ondes gravitationnelles suffisamment intenses pour être détectées. Toute la difficulté de les détecter réside dans la construction d'un détecteur suffisamment sensible, permettant de distinguer les variations de longueurs induites par les ondes gravitationnelles de bruits issues de l'instrument ou du monde extérieur.

On distingue différents types de sources, qui émettent des signaux avec des fréquences différentes. Le type de source le plus étudié est la coalescence de binaires compactes, dans laquelle deux trous noirs ou étoiles à neutrons fusionnent ; il s'agit du seul type de source détecté jusqu'à présent. Les détecteurs actuels sont également susceptibles de détecter d'autres sources transientes comme les supernovas, ou des ondes continues émises par des pulsars environnants. De futurs détecteurs spatiaux comme LISA pourraient détecter d'autres types de sources, comme des binaires de naines blanches dans notre galaxie, des systèmes à rapport de masse extrême ou des binaires de trous noirs supermassifs[1].

Méthodes

Antennes résonantes

Antenne résonante NIOBE (en), aujourd'hui exposée au Gravity Discovery Center en Australie.

Les antennes résonantes représentent la première tentative de détecter les ondes gravitationnelles. Elles sont composées d'une simple masse de métal (typiquement cylindrique ou sphérique et mesurant quelques mètres de long). Lors du passage d'une onde gravitationnelle dont la fréquence correspond à une fréquence de résonance de l'antenne, celle-ci va vibrer, permettant ainsi une détection. Les vibrations étant infimes, la masse est refroidie à des températures extrêmement basses (jusqu'à 0,1 K) afin de réduire les vibrations thermiques[2].

Le concept est popularisé dans les années 60 par Joseph Weber, sous le nom de « barres de Weber » (qui étaient à température ambiante). Bien que celui-ci ait affirmé avoir réalisé des détections via cette méthode[3], elles n'ont jamais pu être répliquées[4], ni via les autres barres de Weber construites dans les années 1970, ni par la seconde génération développée dans les années 1980 et 1990 utilisant la cryogénie (incluant par exemple AURIGA ou ALLEGRO). On distingue parfois une troisième génération, celle des antennes sphériques comme MiniGrail (en)[2].

La plupart des antennes résonantes sont aujourd'hui hors-service, n'ayant pas pu atteindre une sensibilité comparable aux interféromètres ; on estime que leur sensibilité permettrait uniquement d'observer des évènements dans notre galaxie ou les galaxies environnantes[2], dont on sait aujourd'hui qu'ils sont extrêmement rares.

Interféromètres

La principale méthode de détection est aujourd'hui est aujourd'hui basé sur l'interférométrie. Ces détecteurs adoptent le schéma d'un interféromètre de Michelson, dont ils diffèrent cependant par le fait que les miroirs en bout de bras (parfois appelés « masses test ») sont libres de bouger, notamment lors du passage d'ondes gravitationnelles. Ce déplacement engendre une différence de temps du trajet dans les deux bras, engendrant des interférences qui peuvent être mesurées par une photodiode[2].

Vue aérienne du détecteur interférométrique Virgo, situé près de Pise.

Afin d'avoir une sensibilité suffisante et surtout d'être sensible à la bande de fréquences voulue, les détecteurs doivent avoir des bras de plusieurs kilomètres de long. Ils doivent également intégrer un grand nombre de dispositifs dédiés à réduire le bruit ambiant ; par exemple, les miroirs sont suspendus à une chaîne de pendules afin d'atténuer le bruit sismique, et le faisceau laser circule dans un ultravide[2],[5].

Compte tenu de la taille des détecteurs, seul un petit nombre a été construit. On distingue une première génération de détecteurs, construite au début des années 2000, intégrant notamment les deux détecteurs américains LIGO et le détecteur italien Virgo, ainsi que les plus petits TAMA et GEO600. Après plusieurs années d'observations, les détecteurs LIGO et Virgo subissent une vague d'améliorations, formant la seconde génération de détecteurs (qui sera rejointe plus tard par le détecteur japonais KAGRA). Celles-ci permettent de réaliser la première détection directe d'ondes gravitationnelles en . Plusieurs centaines d'évènements ont été détectés depuis à l'issue de plusieurs périodes d'observations[6].

Plusieurs nouveaux détecteurs sont actuellement à l'étude, dont les détecteurs terrestres de troisième génération Cosmic Explorer et Einstein Telescope, qui doivent être construits au cours des années 2030. D'autres prévoient d'adapter la méthode pour construire des détecteurs spatiaux, comme LISA, dont les bras de plusieurs millions de kilomètres permettrait de sonder une bande de fréquence différente, offrant l'accès à de nouveaux types de sources[1].

Chronométrage de réseaux de pulsars

Bien qu'il ne s'agisse pas d'observatoires dédiés, l'observation de pulsars à l'aide de radiotélescopes fournit la possibilité d'observer des ondes gravitationnelles de très basse fréquence, formant un détecteur à l'échelle galactique. En effet, le passage de ces ondes peut impacter le temps d'arrivée des pulsations émises par ces objets, normalement très régulières[7],[8].

Théorisée dans les années 80 et mise en place à partir des années 1990, la méthode nécessite l'observation d'un grand nombre de pulsars. Sa mise en place s'est donc organisée autour de collaborations telles que NANOGrav ou EPTA, qui observent plusieurs dizaines de pulsars depuis le début des années 2000[9]. En 2023, les différentes collaborations annoncent l'observation d'un fond stochastique d'ondes gravitationnelles[10],[11].

Autres

D'autres modèles de détecteurs ont été proposés, bien qu'aucun d'eux n'ait actuellement atteint la maturité.

Un modèle d'antenne à torsion pourrait permettre la détection d'ondes gravitationnelles via des effets de marée induits par l'onde gravitationnelle sur un pendule de torsion. Il serait sensible à des fréquences de l'ordre du hertz, complémentaire des détecteurs actuels[12].

Des interféromètres « atomiques », utilisant des atomes froids en chute libre, ont égalmeent été proposés, permettant également la détection d'ondes de basse fréquence[13]. Cela inclut par exemple l'expérience française MIGA[14].

Certains projets prévoient d'exploiter la Lune comme antenne, dans un principe rappelant les antennes résonantes ; les ondes gravitationnelles observées seraient entre le millihertz et le hertz. C'est par exemple cas du LGWA[15].

Intérêt scientifique

La première détection directe des ondes gravitationnelles était un enjeu majeur pour les détecteurs, apportant une nouvelle preuve de la solidité de la relativité générale, et confirmant les observations indirectes comme celle du pulsar de Hulse-Taylor 20 ans plus tôt. Elle a été récompensée d'un prix Nobel pour plusieurs membres de la collaboration LIGO[16].

Elle ouvre de plus la voie à l'astronomie gravitationnelle, qui consiste en l'observation des différentes sources d'ondes gravitationnelles. Ces observations permettent d'en apprendre plus sur les populations de ce type d'objets, leur formation et leurs propriétés. Cela est particulièrement vrai pour des observations multimessager, dans lesquels un phénomène (par exemple une kilonova) est observé à la fois via les ondes gravitationnelles et d'autres moyens (rayons gammas, télescopes optiques, neutrinos). Elles permettent aussi la mesure de paramètres cosmologiques comme la constante de Hubble[17].

Les observations d'ondes gravitationnelles permettent aussi de réaliser des tests de la relativité générale, par exemple en comparant les signaux aux modèles numériques, ou en mesurant des propriétés des ondes telles que leur polarisation, d'éventuels effets de dispersion, ou simplement leur vitesse[18].

Références

  1. 1 2 The eLISA Consortium, P. Amaro Seoane, S. Aoudia et H. Audley, The Gravitational Universe, (DOI 10.48550/arXiv.1305.5720, lire en ligne)
  2. 1 2 3 4 5 Michele Maggiore, Gravitational waves: volume 1: theory and experiments, Oxford University Press, (ISBN 978-0-19-171766-6)
  3. ↑ J. Weber, « Gravitational-Wave-Detector Events », Physical Review Letters, vol. 20, no 23,‎ , p. 1307–1308 (DOI 10.1103/PhysRevLett.20.1307).
  4. ↑ (en) David Lindley, « A Fleeting Detection of Gravitational Waves », Physics, vol. 16,‎ , p. 19 (lire en ligne, consulté le ).
  5. ↑ (en) T Accadia, F Acernese, M Alshourbagy et P Amico, « Virgo: a laser interferometer to detect gravitational waves », Journal of Instrumentation, vol. 7, no 03,‎ , P03012–P03012 (ISSN 1748-0221, DOI 10.1088/1748-0221/7/03/p03012).
  6. ↑ « Ten Years Later, LIGO is a Black-Hole Hunting Machine », sur LIGO Lab | Caltech (consulté le )
  7. ↑ (en) D. C. Backer et R. W. Hellings, « Pulsar Timing and General Relativity », Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 24, no 1,‎ , p. 537–575 (ISSN 0066-4146 et 1545-4282, DOI 10.1146/annurev.aa.24.090186.002541, lire en ligne, consulté le )
  8. ↑ Luke Zoltan Kelley, Pulsar Timing Arrays, (DOI 10.48550/arXiv.2505.00797, lire en ligne)
  9. ↑ M A McLaughlin, « The North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves », Classical and Quantum Gravity, vol. 30, no 22,‎ , p. 224008 (ISSN 0264-9381 et 1361-6382, DOI 10.1088/0264-9381/30/22/224008, lire en ligne)
  10. ↑ « The NANOGrav 15 yr Data Set: Evidence for a Gravitational-wave Background », The Astrophysical Journal Letters, vol. 951, no 1,‎ , p. L8 (ISSN 2041-8205 et 2041-8213, DOI 10.3847/2041-8213/acdac6, lire en ligne)
  11. ↑ (en) J. Antoniadis, P. Arumugam, S. Arumugam et S. Babak, « The second data release from the European Pulsar Timing Array - III. Search for gravitational wave signals », Astronomy & Astrophysics, vol. 678,‎ , A50 (ISSN 0004-6361 et 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/202346844, lire en ligne, consulté le )
  12. ↑ M. Ando et al., « Torsion-bar antenna for low-frequency gravitational-wave observations. », Phys. Rev. Lett., vol. 105, no 161101,‎ (PMID 21230958, DOI 10.1103/PhysRevLett.105.161101, Bibcode 2010PhRvL.105p1101A, hdl 2433/131840 Accès libre, S2CID 4787023, lire en ligne)
  13. ↑ (en) « A different kind of gravitational wave detector », sur news.stanford.edu (consulté le )
  14. ↑ (en) B. Canuel, A. Bertoldi, L. Amand et E. Pozzo di Borgo, « Exploring gravity with the MIGA large scale atom interferometer », Scientific Reports, vol. 8, no 1,‎ (ISSN 2045-2322, PMID 30218107, PMCID 6138683, DOI 10.1038/s41598-018-32165-z, lire en ligne, consulté le )
  15. ↑ Parameswaran Ajith, Pau Amaro Seoane, Manuel Arca Sedda et Riccardo Arcodia, The Lunar Gravitational-wave Antenna: Mission Studies and Science Case, (DOI 10.48550/arXiv.2404.09181, lire en ligne)
  16. ↑ « La détection d’ondes gravitationnelles primée par le Nobel de physique », Le Monde,‎ (lire en ligne, consulté le )
  17. ↑ (en) R. Abbott, H. Abe, F. Acernese et K. Ackley, « Constraints on the Cosmic Expansion History from GWTC–3 », The Astrophysical Journal, vol. 949, no 2,‎ , p. 76 (ISSN 0004-637X, DOI 10.3847/1538-4357/ac74bb).
  18. ↑ (en) Chris Van Den Broeck, « Probing Dynamical Spacetimes with Gravitational Waves », dans Springer Handbook of Spacetime, Springer, (ISBN 978-3-642-41992-8, DOI 10.1007/978-3-642-41992-8_27), p. 589-613.

Voir aussi

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