Propagation d'une onde gravitationnelle

On a détecté les ondes gravitationnelles

Dossier : La PhysiqueMagazine N°721 Janvier 2017
Par Nicolas ARNAUD

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. 

REPÈRES

Et un, et deux, et peut-être trois… Eh non, il ne s’agit pas de football mais bien de science et plus particulièrement des premières détections des ondes gravitationnelles (« OGs »). Depuis une cinquantaine d’années, des détecteurs de plus en plus sensibles cherchaient à observer de tels signaux, à la fois communs (car émis a priori par toute masse accélérée) et insaisissables (car extrêmement ténus).
Et ce sont finalement les détecteurs « LIGO avancés », deux instruments géants installés aux États-Unis, qui ont réussi cette prouesse scientifique fin 2015. Ces résultats, vérifiés, consolidés et validés par des mois d’analyses auxquelles des centaines de personnes ont contribué, ont été annoncés en février et juin 2016 par les collaborations LIGO et Virgo, liées depuis 2007 par des accords assurant la mise en commun des données enregistrées et leur étude conjointe.

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 XIXe 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. 

interférences destructivesinterférences constructives
Vues d’artiste représen­tant des inter­férences destruc­tives (à gauche) et con­struc­tives (à droite) dans un inter­féromètre de Michel­son. Un laser (en rouge) émis par une source (le cylin­dre blanc) est envoyé sur un miroir incliné à 45 degrés, appelé lame sépara­trice, qui le divise en deux fais­ceaux per­pen­dic­u­laires. Ceux-ci se propa­gent dans les « bras » du détecteur, jusqu’à des miroirs sur lesquels ils sont réfléchis et ren­voyés vers la lame sépara­trice. Leur recom­bi­nai­son pro­duit finale­ment des inter­férences qui peu­vent être con­struc­tives (de la lumière est détec­tée en sor­tie du détecteur) ou destruc­tri­ces (aucune lumière n’est détec­tée). Celles-ci dépen­dent de la dif­férence entre les temps de par­cours de la lumière dans les deux bras – et donc du pas­sage éventuel d’une OG.
Source : https://www.youtube.com/watch?v=tQ_teIUb3tE © LIGO/T.PYLE

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. 

Détecteur Virgo
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

Commentaire

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Bis­mutrépondre
6 janvier 2017 à 11 h 08 min

On a détec­té les ondes grav­i­ta­tion­nelles
Pas­sion­nant et très bien “vul­gar­isé”. Merci!!!!

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