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 I^nde 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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