On a détecté les ondes gravitationnelles

Ein­stein a prédit l’existence des ondes grav­i­ta­tion­nelles dans le cadre de la théorie de la rel­a­tiv­ité générale. Un siè­cle plus tard on en a détec­té par deux fois, émis­es lors de la col­li­sion de trous noirs. La mesure se fait à l’aide d’in­ter­féromètres de Michel­son géants et per­fec­tion­nés, mais la brièveté du sig­nal et sa forme dépen­dant de paramètres géométriques deman­dent des mois de véri­fi­ca­tions et de cal­culs pour être confirmées. 

Les OGs ont été intro­duites dès 1916 par Ein­stein, quelques mois après la pub­li­ca­tion de la rel­a­tiv­ité générale. Dans cette théorie, la grav­i­ta­tion appa­raît comme la man­i­fes­ta­tion de la cour­bu­re de l’espace-temps, défor­mé par la présence de masses. 

L’Univers dans son ensem­ble – non seule­ment la matière ordi­naire (étoiles, planètes, etc.) mais aus­si la lumière et, si elle existe, l’hypothétique matière noire – est soumis à cette loi : on se déplace sur l’espace-temps en suiv­ant sa courbure. 

Plus un astre est mas­sif et plus la cour­bu­re de l’espace-temps qu’il induit est pronon­cée. On peut donc imag­in­er un corps dont le champ grav­i­ta­tion­nel est si intense que la cour­bu­re asso­ciée empêche tout objet pas­sant à prox­im­ité d’en ressor­tir – rayons lumineux compris. 

Un tel astre est un « trou noir » au sens lit­téral du terme : il est com­plète­ment invis­i­ble. Jusqu’aux décou­vertes décrites dans cet arti­cle, on ne pou­vait observ­er un trou noir qu’indirectement, via l’influence grav­i­ta­tion­nelle qu’il a sur son environnement. 

RAYON DE SCHWARZSCHILD

Un trou noir con­cen­tre sa masse dans un vol­ume très petit par rap­port à ceux qu’ont les objets célestes de même masse que l’on a l’habitude de ren­con­tr­er en explo­rant l’Univers : planètes, étoiles, etc. Par exem­ple, un trou noir d’une masse solaire a un « ray­on de Schwarz­schild » d’environ 3 km. 

“ On pouvait observer un trou noir via l’influence gravitationnelle qu’il a sur son environnement ”

Cette quan­tité, qui appa­raît dans le cadre de la rel­a­tiv­ité générale, cor­re­spond à la taille de « l’horizon » du trou noir de l’intérieur duquel rien (ni matière, ni lumière, ni infor­ma­tion physique) ne peut ressor­tir. Elle est directe­ment pro­por­tion­nelle à la masse du trou noir. Par déf­i­ni­tion, tout astre a une taille supérieure ou égale à son ray­on de Schwarz­schild. Plus ces deux grandeurs sont proches et plus l’astre est dit « compact ». 

Toute masse accélérée émet des OGs mais l’espace-temps est si rigide qu’elles ont en général une ampli­tude très petite – la grav­i­ta­tion est, de très loin, la plus faible des qua­tre inter­ac­tions fon­da­men­tales con­nues à ce jour. Ain­si, aucune source ter­restre d’OGs ne sera jamais détectable. 

Pour l’être, il faut con­juguer trois qual­ités : être com­pact – un trou noir est donc idéal – ; met­tre en jeu des vitesses proches de celles de la lumière ; et enfin, avoir une forme asymétrique – une sphère par­faite n’émet pas d’OGs. Cette dernière car­ac­téris­tique n’est pas intu­itive : elle est liée à la nature math­é­ma­tique – « quadrupo­laire » – de ces ondes. 

SURVEILLER LES CATACLYSMES COSMIQUES

Des événe­ments cat­a­clysmiques à l’échelle du cos­mos peu­vent cor­re­spon­dre à ce por­trait-robot. Par exem­ple la fusion (ou coa­les­cence) de deux astres com­pacts, étoiles à neu­trons¹ ou trous noirs. Lorsque deux astres com­pacts sont en orbite l’un autour de l’autre, le sys­tème perd de l’énergie par émis­sion d’OGs ; les deux corps se rap­prochent peu à peu et leur mou­ve­ment s’accélère.

Cette évo­lu­tion, d’abord très lente, peut dur­er des cen­taines de mil­lions d’années. Le phénomène s’intensifie brusque­ment quand les astres sont très proches et atteint son parox­ysme au moment de leur fusion. C’est à ce moment qu’une quan­tité d’énergie colos­sale est libérée sous forme d’OGs, pro­duisant un sig­nal poten­tielle­ment détectable sur Terre, à con­di­tion que la source ne soit pas trop éloignée. 

En effet, les détecteurs, l’américain LIGO et l’européen Vir­go, sont directe­ment sen­si­bles à l’amplitude d’une OG, laque­lle décroît comme l’inverse de la dis­tance sur laque­lle l’onde s’est propagée. Ain­si, un gain d’un fac­teur 10 en sen­si­bil­ité per­met de voir 10 fois plus loin les sources d’OGs et donc de gag­n­er un fac­teur 10³ = 1 000 sur le taux d’événements détecta­bles – en sup­posant l’Univers homogène et isotrope, ce qui est vrai à grande échelle. 

Visu­al­i­sa­tion de l’effet d’une OG se propageant de vos yeux vers la page. L’anneau de « par­tic­ules tests » soumis­es unique­ment à l’action de la grav­i­ta­tion per­met de suiv­re les défor­ma­tions de l’espace-temps dans deux direc­tions per­pen­dic­u­laires : hor­i­zon­tale et ver­ti­cale pour la polar­i­sa­tion « + » (en haut), tournées de 45 degrés pour la polar­i­sa­tion « × » (en bas). Le cer­cle devient une ellipse.
© GROUPE VIRGO – LABORATOIRE DE L’ACCÉLÉRATEUR LINÉAIRE

DÉTECTER LES ONDES GRAVITATIONNELLES

Com­ment détecter une OG ? En exploitant l’effet qu’elle pro­duit dans le plan trans­verse à sa direc­tion de prop­a­ga­tion : l’espace-temps y est alter­na­tive­ment étiré et com­primé. Un fais­ceau laser per­met d’observer ces vari­a­tions. En effet, la lumière se déplace à vitesse con­stante et donc son temps de par­cours entre deux points est allongé ou rac­cour­ci selon que l’espace-temps les séparant est étiré ou comprimé. 

“ Toute masse accélérée émet des ondes gravitationnelles ”

Ce principe est util­isé dans les détecteurs LIGO et Vir­go. Ceux-ci sont des inter­féromètres de Michel­son, un instru­ment inven­té au XIX^e siè­cle pour mesur­er d’éventuelles vari­a­tions de la vitesse de la lumière. De nom­breux per­fec­tion­nements sont apportés à ce sché­ma de base pour opti­miser la sen­si­bil­ité des détecteurs aux OGs et pour s’assurer qu’ils sont isolés au max­i­mum de l’environnement, afin d’éviter que des per­tur­ba­tions extérieures (microséismes, phénomènes météorologiques, etc.) ne vien­nent pol­luer les don­nées enregistrées. 

UNE AVENTURE QUI COMMENCE VERS 1970

Les pre­mières études sur l’utilisation d’interféromètres de Michel­son comme détecteurs d’OGs remon­tent au début des années 1970. Les expéri­ences Vir­go et LIGO ont été approu­vées dans les années 1990. Ont suivi des années de con­struc­tion et de mise au point des instru­ments « de pre­mière généra­tion », lesquels ont mené plusieurs cam­pagnes de prise de don­nées entre 2005 et 2011. Les détecteurs ont atteint les niveaux de sen­si­bil­ité prévus, mais sans détecter d’OGs.

Pour aller plus loin, des pro­grammes d’amélioration sur plusieurs années ont été pro­posés puis financés au tour­nant des années 2010, au moment où la crise finan­cière inter­na­tionale bat­tait son plein. 

Ces cir­con­stances ont notam­ment impacté Vir­go et expliquent en par­tie pourquoi les deux détecteurs « LIGO avancés » ont été prêts les pre­miers et ont pris seuls des don­nées sci­en­tifiques de sep­tem­bre 2015 à jan­vi­er 2016. Si le détecteur Vir­go avancé ne fonc­tion­nait pas pen­dant cette péri­ode, les deux col­lab­o­ra­tions ont analysé con­join­te­ment les don­nées des instru­ments LIGO avancés, en ver­tu d’un accord datant de 2007. 

“ Les études visant à confirmer la réalité de cette OG ont duré cinq mois ”

Ce mode de fonc­tion­nement trou­ve son orig­ine dans le fait que tous les inter­féromètres sont sen­si­bles aux mêmes événe­ments en prove­nance du cos­mos et donc que les col­lab­o­ra­tions ont tout à gag­n­er à met­tre leurs don­nées en com­mun dès le début de leur étude. 

De plus, la détec­tion d’un sig­nal court comme la coa­les­cence de deux astres com­pacts demande au min­i­mum la con­fir­ma­tion de deux détecteurs. Et la local­i­sa­tion de la posi­tion de la source dans le ciel par tri­an­gu­la­tion (une méth­ode basée sur le fait que les OGs n’arrivent pas exacte­ment au même moment dans des détecteurs éloignés : le délai peut attein­dre quelques dizaines de mil­lisec­on­des) requiert au moins trois instruments. 

GW150914 PREMIÈRE DÉTECTION DIRECTE DES ONDES GRAVITATIONNELLES

Le 14 sep­tem­bre 2015 vers midi heure de Paris, un sig­nal émis par la fusion de deux trous noirs d’une trentaine de mass­es solaires cha­cun, situés à env­i­ron 1,3 mil­liard d’années-lumière de la Terre, a été observé : l’événement « GW150914 ». À peine trois min­utes après le pas­sage de l’OG, des algo­rithmes qui analy­sent en temps réel les don­nées enreg­istrées ont iden­ti­fié cette péri­ode comme promet­teuse et, une heure plus tard, les pre­miers cour­riels ont com­mencé à circuler. 

Les infor­ma­tions se sont pré­cisées dans la journée : le sig­nal observé n’est pas arti­fi­ciel ; il ressem­ble beau­coup à celui atten­du pour la fusion de deux trous noirs ; les deux détecteurs LIGO fonc­tion­naient cor­recte­ment à ce moment-là et la qual­ité des don­nées était bonne. Les études visant à con­firmer la réal­ité de cette OG et à obtenir des infor­ma­tions sur sa source ont alors com­mencé ; elles ont duré cinq mois. 

DEUX MÉTHODES POUR IDENTIFIER LE PHÉNOMÈNE

Le sig­nal GW150914 a été iden­ti­fié par deux méth­odes indépen­dantes qui ont don­né des résul­tats com­pa­ra­bles. Comme GW150914 est très court (moins de trois dix­ièmes de sec­onde), il a été vu par un algo­rithme qui cherche des sig­naux de faible durée présents dans les don­nées des deux détecteurs LIGO, sans faire aucune hypothèse sur la forme d’onde observée. 

De plus, GW150914 a été pro­duit par la fusion de deux astres com­pacts, un type de source pour lequel on con­naît le sig­nal atten­du grâce aux travaux d’experts en cal­culs ana­ly­tiques (les « développe­ments post­new­toniens ») et en rel­a­tiv­ité générale numérique. Dans ce cas, la façon la plus effi­cace de chercher la forme d’onde con­siste à la com­par­er aux don­nées et à chercher des simil­i­tudes – math­é­ma­tique­ment, on par­le de « corrélation ». 

Si cette méth­ode, dite du « fil­trage adap­té », est opti­male, elle a aus­si un incon­vénient majeur : elle ne fonc­tionne que si le sig­nal prédit et celui présent dans les don­nées sont très ressem­blants. Or, l’OG émise par un sys­tème binaire don­né dépend des paramètres de celui-ci, en par­ti­c­uli­er des mass­es des astres com­pacts en orbite l’un autour de l’autre. Ces infor­ma­tions sont incon­nues a pri­ori et donc chercher un sig­nal par fil­trage adap­té revient à explor­er toutes les com­bi­naisons de paramètres pos­si­bles, asso­ciées cha­cune à une forme d’onde différente. 

En pra­tique, on com­pare les don­nées avec un ensem­ble de sig­naux « représen­tat­ifs » – env­i­ron 200 000 pour la recherche de coa­les­cences trou noir-trou noir. Et la rela­tion entre la forme d’onde et les paramètres physiques de la source d’OGs per­met ensuite de mesur­er les car­ac­téris­tiques du sys­tème qui a émis le sig­nal détec­té et d’estimer la pré­ci­sion avec laque­lle on con­naît ces paramètres. 

ÉLIMINER LES FAUX SIGNAUX

Une fois qu’un sig­nal a été observé par l’une ou l’autre des méth­odes décrites ci-dessus, com­ment s’assurer qu’il provient bien du cos­mos ? On com­mence par véri­fi­er qu’il ne peut pas avoir été causé par des prob­lèmes sur les instru­ments ou par une inter­ac­tion entre l’environnement et les détecteurs. Pour cela, on utilise les infor­ma­tions fournies par des mil­liers de cap­teurs (pho­to­di­odes, caméras, accéléromètres, son­des mag­né­tiques, micros, etc.) instal­lés sur chaque site. 

“ Le contrôle de la qualité des données est un élément clef du processus ”

Cette sur­veil­lance de la qual­ité des don­nées est un élé­ment clef du proces­sus qui per­met d’aboutir à la détec­tion d’une OG : sans elle, la quan­tité de « faux sig­naux » serait beau­coup trop importante. 

Ensuite se pose la ques­tion suiv­ante : puisque les don­nées des inter­féromètres sont essen­tielle­ment du bruit, lequel varie dans le temps de façon aléa­toire, quelle est la prob­a­bil­ité que des fluc­tu­a­tions « nor­males » de ce bruit dans les deux instru­ments pro­duisent un sig­nal au moins aus­si fort que celui qui a été détec­té ? Ce n’est que si cette prob­a­bil­ité est très faible qu’on pour­ra par­ler de détec­tion. La procé­dure à suiv­re est bien établie : on pro­duit une grande quan­tité de don­nées dont on sait à l’avance qu’elles ne peu­vent pas con­tenir de vraies OGs et on les analyse dans les mêmes con­di­tions que les don­nées réelles. 

Pour GW150914, ce sont ain­si env­i­ron 200 000 ans de don­nées « bruit seul » qui ont été étudiées, sans que l’on trou­ve un seul « faux sig­nal » aus­si fort que celui qui a été mesuré. La prob­a­bil­ité de « fausse détec­tion » pour cet événe­ment est inférieure à une chance sur trois mil­lions, ce qui a per­mis d’annoncer offi­cielle­ment sa détec­tion le 11 févri­er 2016. 

UN SECOND ÉVÉNEMENT DÉTECTÉ

Pen­dant l’analyse des don­nées du sig­nal GW150914, un sec­ond événe­ment promet­teur, bap­tisé « GW151226 », a été enreg­istré le lende­main de Noël 2015. Son étude détail­lée a vrai­ment démar­ré après l’annonce offi­cielle de la pre­mière détec­tion et les résul­tats le con­cer­nant ont été ren­dus publics le 15 juin 2016. 

“ Les prochaines prises de données du réseau international de détecteurs s’annoncent prometteuses ”

En suiv­ant la même procé­dure que celle décrite pour GW150914, il est apparu que ce nou­veau sig­nal avait égale­ment été pro­duit par la coa­les­cence de deux trous noirs, plus légers que ceux observés précédemment. 

En con­clu­sion, 2016 restera une année « fameuse » pour l’étude de notre Univers. Un siè­cle après la pré­dic­tion de leur exis­tence et un demi-siè­cle après le début de leur recherche, les OGs ont finale­ment été détec­tées. C’est égale­ment la pre­mière fois qu’on observe directe­ment des trous noirs. 

Ces décou­vertes ouvrent vrai­ment une nou­velle fenêtre sur l’Univers qui va com­pléter les moyens d’observation dont on dis­po­sait déjà : le spec­tre élec­tro­mag­né­tique dans son ensem­ble (des ondes radio aux rayons gam­ma), les rayons cos­miques et les neutrinos. 

Les prochaines pris­es de don­nées du réseau inter­na­tion­al de détecteurs d’OGs (les deux instru­ments LIGO avancés bien sûr, mais aus­si Vir­go avancé très prochaine­ment, puis un détecteur japon­ais avant la fin de la décen­nie et peut-être plus tard un cinquième instru­ment en Inde quelques années plus tard) s’annoncent prometteuses. 

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1. Une étoile à neu­trons est l’un des stades ultimes d’évolution d’une étoile en fin de vie. Un tel astre con­cen­tre une masse équiv­a­lente à celle du Soleil dans une sphère d’une dizaine de kilo­mètres de ray­on ; sa den­sité est telle qu’il n’est plus com­posé que de neutrons. 

Le détecteur Vir­go, instal­lé en Ital­ie près de Pise sur le site de l’European Grav­i­ta­tion Obser­va­to­ry (EGO). Les deux bras de l’interféromètre mesurent cha­cun trois kilo­mètres de long. © N. BALDOCCHI/THE VIRGO COLLABORATION

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