La « lumière » gravitationnelle (2/4) : de la barre à l’interféromètre

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Nouvelles lucarnes

Un mot un seul mot suffit
à perturber l’espace
Jean-Marc Debenedetti

Pour capter la lumière, il faut des télescopes. Comment concevoir un télescope gravitationnel ?

Le principe est simple. De même que les ondes électromagnétiques font vibrer une antenne réceptrice, les ondes gravitationnelles font vibrer d’une certaine façon la matière qu’elles rencontrent ; les « rides de courbure » faisant légèrement onduler le tissu élastique de l’espace-temps allongent ou raccourcissent les distances sur leur passage. Si, par exemple, le détecteur est un bloc de matière solide, ses différentes parties sont enclines à se mouvoir dans différentes directions à la traversée de l’onde gravitationnelle. Remarquons que, en raison de la traversée permanente d’ondes gravitationnelles, aucun corps matériel, aussi rigide soit-il, n’est strictement indéformable.

Une collision de deux trous noirs stellaires au centre de la Galaxie se traduirait par un déplacement de 10–14 millimètre des extrémités d’un détecteur ayant la forme d’une barre de 1 mètre de long. L’amplitude correspondante, qui est le rapport entre le déplacement et la taille du détecteur, est donc de 10–17. Le même phénomène se déroulant dans l’amas de galaxies de la Vierge, à 60 millions d’années-lumière, ne nous offrirait plus qu’une amplitude de 10–20.

À titre de comparaison, lorsqu’une onde gravitationnelle de cette nature traverse notre planète, elle ne fait varier le diamètre du globe (12 700 kilomètres) que de la largeur d’un atome. La construction d’un détecteur d’ondes gravitationnelles est donc un véritable défi technologique.

Joseph Weber et sa barre gravitationnelle en 1965
Joseph Weber et sa barre gravitationnelle en 1965

En 1965, Joseph Weber fit construire à l’université du Maryland un grand cylindre d’aluminium de 50 centimètres de diamètre pour 2 mètres de long, censé répondre par une oscillation de ses extrémités aux ondes gravitationnelles en provenance du centre galactique. Quand une onde gravitationnelle traverse le cylindre, l’effet de marée qui en résulte tend à éloigner puis à attirer les deux extrémités de la barre métallique. Weber crut avoir observé des effets positifs et l’annonça avec fracas ; mais, comme l’ont montré diverses expériences analogues, réalisées par la suite dans plusieurs pays (dont une, en France, à l’observatoire de Meudon), il s’agissait d’une interprétation incorrecte d’erreurs expérimentales. En effet, une explosion de supernova dans le centre galactique produirait au mieux une onde d’amplitude 10–18, alors que la meilleure des barres de Weber ne pourrait détecter qu’une amplitude 10 milliards de fois plus grande. De plus, la détection gravitationnelle d’une supernova dans le centre de la Galaxie relèverait d’un hasard invraisemblable : dans l’ensemble de la Galaxie, il ne doit pas exploser plus d’une supernova tous les dix ans, et l’impulsion gravitationnelle d’une explosion ne dure qu’une fraction de seconde.

L’explosion de la supernova magellanique apparue en février 1987, à « seulement » 170 000 années-lumière de la Terre, a peut-être engendré une bouffée d’ondes gravitationnelles d’intensité suffisante pour être captée par les deux ou trois détecteurs (des barres résonantes à la Weber) alors en opération dans le monde… s’ils avaient été branchés. Or, ce jour-là, ils étaient en révision technique !

Le site le plus favorable pour engendrer des ondes gravitationnelles détectables est l’amas de galaxies de la Vierge, où les explosions de supernovae et les coalescences de pulsars binaires, répartis dans les quelques milliers de galaxies regroupées dans une petite région angulaire du ciel, se produisent à la fréquence moyenne de une par semaine. Mais l’amas de la Vierge n’est pas à 25 000 années-lumière comme le centre galactique, il est en moyenne à 60 millions d’années-lumière. Cela signifie que, pour détecter la lumière gravitationnelle d’un événement dans la Vierge, il faut une sensibilité encore un million de fois plus grande que celle requise pour détecter le même événement dans la Voie lactée…

L’amas de la Vierge est un grand amas de galaxies proche de nous, à environ 60 millions d’années-lumière. Il fut découvert par Charles Messier en 1781, qui cartographia un grand nombre de ses galaxies les plus importantes, notamment la géante M87. Mélange hétérogène de galaxies spirales et elliptiques, cet amas est situé dans la constellation de la Vierge et comporte entre 1 300 et 2 000 galaxies, parmi lesquelles les explosions de supernovae et les coalescences de binaires compactes sont suffisamment fréquentes pour engendrer des ondes gravitationnelles détectables sur Terre. C’est donc la cible principale des interféromètres VIRGO et LIGO.
L’amas de la Vierge est un grand amas de galaxies proche de nous, à environ 60 millions d’années-lumière. Il fut découvert par Charles Messier en 1781, qui cartographia un grand nombre de ses galaxies les plus importantes, notamment la géante M87. Mélange hétérogène de galaxies spirales et elliptiques, cet amas est situé dans la constellation de la Vierge et comporte entre 1 300 et 2 000 galaxies, parmi lesquelles les explosions de supernovae et les coalescences de binaires compactes sont suffisamment fréquentes pour engendrer des ondes gravitationnelles détectables sur Terre. C’est donc la cible principale des interféromètres VIRGO et LIGO.
L’interférométrie gravitationnelle

Heureusement, la technologie a progressé depuis l’expérience de Weber. La voie actuelle consiste non plus à faire vibrer un cylindre, mais à mesurer les oscillations de la séparation entre deux miroirs placés aux extrémités de longs bras, les distances étant contrôlées par un système d’interférences lumineuses. Il s’agit donc d’une adaptation de l’expérience de Michelson et Morley, destinée non plus à mesurer les déplacements absolus dans l’éther, mais à enregistrer les frémissements gravitationnels de l’espace-temps. Un interféromètre permet en effet de déterminer, grâce à des franges d’interférences, la distance entre deux miroirs avec une très grande précision. On peut alors comparer la longueur d’un objet à une longueur d’onde connue.

Le principe de l’interféromètre gravitationnel est le suivant. Un faisceau laser ultra-stable est divisé en deux par un miroir semi-réfléchissant. Les faisceaux sortants sont dirigés le long de deux bras perpendiculaires, formés de tubes en acier inoxydable placés sous ultravide et situés dans des tunnels légèrement surélevés. Aux extrémités des bras sont suspendus deux miroirs également maintenus sous ultravide, isolés des perturbations sismiques. Après une série de réflexions successives sur les miroirs afin d’augmenter la longueur de trajet, les faisceaux sont à nouveau combinés sur une table de détection, suspendue et placée elle aussi sous vide. Les deux faisceaux produisent des interférences. Si les photodiodes ne détectent aucune variation de lumière, c’est que chacun des faisceaux a parcouru la même distance et que les miroirs n’ont pas bougé l’un par rapport à l’autre à 10–18 mètre près. Si au contraire on repère un déplacement des franges d’interférence, c’est que cette distance a varié et qu’une onde gravitationnelle est passée par là.

Bien que les bras de l’interféromètre mesurent 3 km de long, l’amplitude de leur déformation est inférieure à la taille d’un atome. À l’intérieur des bras de 3 km règne le vide le plus poussé que l’on puisse réaliser sur Terre. Les miroirs sont dix fois plus parfaits que ceux du Very Large Telescope au Chili, et la stabilité des faisceaux laser est incomparable.

Vue aérienne du détecteur d’ondes gravitationnelles Virgo construit près de Pise, en Italie On distingue le bâtiment central, cœur de l’interféromètre d’où partent les deux bras de 3 kilomètres chacun, les bâtiments d’administration et de recherche.
Vue aérienne du détecteur d’ondes gravitationnelles Virgo construit près de Pise, en Italie On distingue le bâtiment central, cœur de l’interféromètre d’où partent les deux bras de 3 kilomètres chacun, les bâtiments d’administration et de recherche.

Le plus grand problème est l’environnement sismique, auquel le système doit être totalement insensible. Une légère secousse tellurique ou le passage d’un simple camion à 10 km peut faire échouer l’expérience ; il faut donc que l’optique de l’interféromètre soit suspendue à des atténuateurs sismiques. On obtient des gains en isolement de 1014 à la fréquence de 10 hertz.

Plus la distance entre les miroirs réflecteurs est grande, plus les effets du signal gravitationnel ont des chances d’émerger du « bruit » perturbateur faisant vibrer en permanence le système (ondes sonores, sismiques, etc.). En construisant des miroirs de très grande qualité permettant plusieurs centaines de réflexions lumineuses successives, on peut, par exemple, obtenir des longueurs équivalentes de 150 kilomètres pour une distance réelle entre miroirs de 3 kilomètres.

Les tunnels abritant les tubes sous vide dans lesquels transitent les faisceaux laser mesurent 3 kilomètres de long pour 1,2 mètre de diamètre.
Les tunnels abritant les tubes sous vide dans lesquels transitent les faisceaux laser mesurent 3 kilomètres de long pour 1,2 mètre de diamètre.

Malgré ces difficultés technologiques plutôt décourageantes, le défi de la détection de la lumière gravitationnelle a été relevé en ce début de XXIe siècle. Le coût financier mis en jeu reste inférieur à celui d’un seul avion, du lancement d’un satellite… ou d’une demi-heure de guerre en Irak. Mais l’astronomie gravitationnelle est le cadet des soucis des décideurs politiques et financiers. Il a donc fallu beaucoup de persévérance de la part des scientifiques pour convaincre les organismes payeurs. Les projets des interféromètres géants (c’est-à-dire de taille kilométrique) LIGO aux États-Unis (deux interféromètres de 4 km, l’un dans l’État de Washington, l’autre en Louisiane) et VIRGO en Italie (projet franco-italien, le nom faisant allusion à l’amas de galaxies de la Vierge, la cible principale) ont démarré en 1989 ; ils ont été approuvés en 1993, la construction a commencé en 1996 et les dispositifs ont été achevés en 2001. Après les phases de test, LIGO est parvenu à la sensibilité visée en 2005, et VIRGO en 2006.

La mesure simultanée du passage d’une onde gravitationnelle par trois détecteurs donne la position de la source dans le ciel, et la distance de la galaxie où l’événement a eu lieu. Une fenêtre magique venait de s’ouvrir pour contempler un Univers encore inconnu…

VIRGO et LIGO sont sensibles à des ondes gravitationnelles d’amplitude supérieure à 10–21 et de fréquence comprise entre 10 et 1 000 hertz. Pour les fréquences inférieures, le bruit sismique (vibrations de l’écorce terrestre) occulte toute mesure. Cette première génération de détecteurs interférométriques ne peut donc au mieux percevoir que les effondrements gravitationnels situés à moins de 100 000 années-lumière, c’est-à-dire dans notre propre galaxie ; or, on estime qu’un tel effondrement survient seulement tous les cinquante ans en moyenne. En revanche, ils sont potentiellement capables de détecter des coalescences d’étoiles à neutrons binaires à une distance supérieure à 30 millions d’années-lumière ; pour les trous noirs binaires de masse stellaire, ils pourraient  être détectés deux fois plus loin, jusqu’à l’amas de la Vierge.

Une vie aérienne de l'interféromètre LIGO
Une vie aérienne de l’interféromètre LIGO

 Toutefois, les opérations initiales de LIGO et VIRGO entre 2002 et  2010 n’ont détecté aucune onde gravitationnelle, à cause d’un manque de sensibilité. Il s’en est suivi une interruption de service de quelques années  pour remplacer les détecteurs de LIGO par des versions nettement améliorées, baptisées « Advanced LIGO« . En février 2015, les deux détecteurs avancés de LIGO sont devenus techniquement opérationnels, et les premières observations scientifiques ont commencé en septembre 2015, à une sensibilité quatre fois supérieure à celle de la version originale. La version avancée de  VIRGO est quant à elle prévue pour le printemps 2016.

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27 réflexions sur “ La « lumière » gravitationnelle (2/4) : de la barre à l’interféromètre ”

  1. Bonjour et merci pour vos articles toujours tres clairs!
    L’amplitude des ondes gravitationnelles est elle constante ou varie-t-elle au cours du temps? Si elle decroit au cours du temps, A t on une idee de sa valeur au moment de son emission? On parle d’amplitude infinitesimales, mais des amplitudes plus grandes (millimetriques ou plus) sont elles possibles?
    Merci

    1. L’amplitude des ondes gravitationnelles ne décroît pas au cours du temps, mais avec la distance à l’objet (comme 1/r). Ainsi pour un observateur « collé » aux trous noirs elle serait proche de 1, mais à la distance de la Terre elle n’est plus que 10^(-20). Merci de me lire.

  2. Question sans doute stupide: Si la variation du diamètre de la terre au passage d’une onde gravitationnelle n’est que de la valeur d’un atome, comment définir la variation sur une distance beaucoup plus courte, par exemple 1 millimètre, sans descendre en dessous de la valeur d’un quanta?

    1. La question n’est nullement stupide. La variation du diamètre de la terre au passage d’une OG d’amplitude 10^(-20) est à peine 1% la taille d’un atome. C’est justement la prouesse technologique de détecter des variations de distances à l’échelle quantique qui est le plus remarquable dans ces interféromètres.

  3. Bonjour, pourra t-on détecter des ondes gravitationnelles primordiales depuis la terre ? Les ondes gravitationnelles interagissent-elles entre elles ? Merci pour vos articles !

    1. Les ondes gravitationnelles primordiales sont de bien trop faible amplitude pour être détectables directement depuis la Terre. Mais elles pourraient laisser indirectement des traces observables dans la polarisation de la lumière du rayonnement fosile. L’an dernier l’expérience Bicep2 avait cru les détecter ainsi, mais leur analyse était fausse.

  4. Bonjour et merci pour vos articles, LIGO ne disposant que de deux détecteurs d’onde gravitationnelle, rendant impossible, sauf erreur, une triangulation, comment a pu être estimée la distance et la masse des deux trous noirs coalescents?

    1. La distance est estimée par triangulation façon Thalès : on a la base, qui est la distance qui sépare les deux détecteurs LIGO, et les deux angles sous lesquels est vu l’événement. Une fois la distance estimée l’amplitude du signal donne la masse des trous noirs coalescents (moyennant l’ajustement aux modèles théoriques)

  5. Bonsoir: Avec la détection depuis la terre des ondes gravitationnelles nous allons entrer de plein fouet dans une nouvelle branche de l’astronomie que j’appellerais volontiers astronomie quantique qu’on dites vous ? Merci de vos écrits .

  6. Je pense qu’il faudrait insister que la mesure de la déformation des bras de l’interféromètre, ne peut se faire qu’en utilisant la vitesse de la lumière qui reste constante, même quand l’espace temps se dilate ou se contracte au passage d’une onde gravitationnelle. Si on pouvait mesurer cette distance avec un mètre, on ne trouverait aucune différence car le mètre subirait la même dilatation ou contraction que les bras.
    Merci de confirmer.

  7. Bonjour,
    Comment a t-on pu déterminer la direction de l’événement alors que les bras des 2 interféromètres LIGO sont sensiblement dans le même plan (3000 km entre eux) ? Merci d’avance.

    1. Désolé de répondre si tardivement, je n’avais pas vu votre question très pertinente. Avec deux détecteurs seulement au lieu de trois, il est en effet impossible de localiser précisément l’événement. La « boîte d’erreur », comme on dit, est très grande (on la trouve publiée dans les articles scientifiques et certains blogs), mais elle ne couvre néanmoins pas toute la voûte céleste. En effet, les deux détecteurs LIGO sont séparés de 3000 km, et l’onde gravitationnelle se propage à la vitesse de la lumière. Donc, si l’événement avait lieu dans le même plan que celui des détecteurs, le signal mettrait un centième de seconde pour aller de l’un à l’autre. S’il était dans une direction perpendiculaire, il aurait atteint les deux détecteurs en même temps. Par conséquent, le décalage temporel observé entre les signaux reçus dans les deux détecteurs (en l’occurrence 7 millisecondes si ma mémoire est bonne) délimite une zone de la voûte céleste d’où est venu le signal. Mais c’est certain qu’avec un troisième détecteur (comme VIRGO à l’automne prochain) la direction sera beaucoup plus précise.

  8. Bonjour,
    Je suis arrivée sur votre site en faisant des recherches sur Jean-Marc Debenedetti (« Un mot un seul mot suffit
    à perturber l’espace »). Pourriez-vous me dire comment vous l’avez connu ? D’avance un grand merci,

    1. Par le Cherche-midi éditeur, chez qui nous publiions nos poèmes. Plus spécifiquement Jean-Marc a suivi de près mon projet d’anthologie « Les poètes et l’univers » (finalement publié en 1996) et m’a fait découvrir des textes étonnants comme « L’Eubage » de Cendrars. Nous étions bons amis, puis nous étions un peu perdus de vue sur les dernières années.

  9. Pardonnez s’il vous plaît de m’immiscer dans des commentaires très savants que je ne comprends pas très bien. Je voudrais poser une question qui paraîtra probablement naïve. Passionné d’astronomie et d’astronautique depuis ma tendre enfance, je n’ai fait que des études mathématiques du niveau universitaire. Une énigme semble être vite évacuée par les vulgarisations concernant l’UNIVERS ou le « multivers » comme il est dit parfois : comment expliquons-nous actuellement ce qui s’appelle l’expansion de l’UNIVERS peu après le « BIGBANG » ? Est-ce une expansion purement topologique avec des distances classiques comme nous les connaissons dans la vie courante, ou bien d’une expansion intime de la structure de la matière (celle que nous touchons ou noire ou autre) ou encore d’une autre nature ? Dans le premier cas, n’avons-nous pas une contradiction avec l’idée de la vitesse indépassable de la lumière (photonique ou gravitationnelle) ? Dans le second cas, l’expansion se faisant à la vitesse de la lumière, l’idée de distance n’a plus de valeur intrinsèque, les dimensions de l’UNIVERS ne sont pas nécessairement « infinies ou peut-être infinies », et peut-être même peut-on imaginer une expansion « négative » dans laquelle la « matière » ne fait que se concentrer en laissant des espaces « vides » de plus en plus « vastes » donnant l’illusion d’une expansion … ! Merci de m’indiquer les sources vers lesquelles je pourrais trouver une quelconque hypothèse.

    1. Désolé de répondre tardivement, je n’avais pas vu votre question. Il s’agit d’une expansion « topologique », en ce sens que c’est la métrique de l’espace lui-même qui varie, séparant de fait les éléments matériels qui s’y trouvent. Cette expansion peut se faire à vitesse superluminique sans contradiction avec la relativité (sinon on n’aurait pas adopté ces modèles!), parce qu’il ne s’agit pas d’une propagation d’information ou d’une interaction. Certains ouvrages de vulgarisation en parlent, mais il faut choisir les bons dans la masse. J’ose dire que l’un des miens, « L’univers chiffonné » (Folio/Essais) en fait partie…

  10. Bonsoir,
    J’ai une question sur la décroissance de l’amplitude des ondes gravitationnelles en 1/r : J’arrive à comprendre la décroissance de l’énergie lumineuse en 1/r2 en ayant en tête un front d’onde sphérique dont la surface augmente suivant le carré du rayon. Pour une décroissance en 1/r, il faudrait imaginer une propagation d’onde selon une sorte de « galette » d’épaisseur constante ?
    L’émission de ces ondes n’est pas isotrope. Pour les détecter, je suppose qu’il faut être angulairement proche du plan de rotation des deux astres ?

    1. Bonjours
      oui mais non
      L’énergie lumineuse par unité de surface décrois bien en 1/r2, y compris dans le cas non sphérique, par exemple un phare car la surface éclairée augmente au carré de la distance dés que celle-ci est nettement plus grande que la taille de la source. Par contre l’énergie est proportionnelle au carré du champ électrique donc la grandeur du champ électrique de l’onde lumineuse décrois en 1/r .
      Je ne suis pas spécialiste de la gravitation mais je pense que c’est pareil pour un onde gravitationnelle. Dans ce cas ce que l’on mesure c’est l’amplitude et non l’énergie de l’onde. L’énergie décrois donc aussi comme 1/r2 et l’amplitude comme 1/r.
      Jp geindre

  11. Bonjour,
    Un point vous semble évident : avec les ondes gravitationnelles, la distance entre 2 miroirs éloignés change, et la lumière qui se reflète entre ces 2 miroirs met un peu plus ou un peu moins de temps pour faire le trajet.
    Mais est-ce si évident?
    Si on utilisait un « mètre étalon », celui-ci ne verrait rien car il se contracterait ou grandirait de la même façon que les 2 miroirs.
    Dans l’expérience de Michelson, aucune variation de vitesse n’a été trouvée . Ne devrait-on pas avoir le même genre de comportement?
    Et une autre question : ces ondes gravitationnelles font-elle vibrer les détecteurs selon une fréquence qui leur serait propre? (càd une fois le train d’ondes gravitationnelles passé, les 2 miroirs continuent-ils à osciller, comme de ferait un ressort avec une masse de chaque côté)

  12. D’un premier abord, la différence de comportement entre les bras de l’interféromètre et deux barres d’acier me parait très correcte. La vitesse de la lumière est constante. Mais, qu’en est-il de la fréquence de l’onde pendant le trajet dans les bras de l’interféromètre. Je pense à l’analogie possible avec le « red shift ». Dans ce cas, c’est la longueur d’onde qui varie par effet Dopler et non la vitesse de la lumière. Ce même phénomène ne pourait-il pas apparaître dans le détecteur interférométrique?

    1. Une particule leur est associée, le graviton, l’équivalent du photon pour la lumière. Cependant les aspects corpusculaires de la gravité sont extrêmement plus difficiles à mettre en évidence que leur aspect ondulatoire.

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