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Les ondes gravitationnelles

Selon, la théorie de la relativité générale, toute quantité d'énergie, toute masse, courbe l'espace-temps. Nous ne savons pas pourquoi les masses courbent l'espace-temps mais cette facon de percevoir la gravitation dans l'univers a été jusqu'à présent très bien vérifiée par les mesures expérimentales.

Modélisation d'une étoile binaire

Cela signifie que, selon cette théorie, lorsque vous approchez d'une masse, les distances que vous mesurez avec une règle et le temps que vous mesurez avec une horloge sont modifiés. Si la masse bouge et accélère, ces modifications de l'espace-temps peuvent se propager, comme une vague à la surface de l'eau : c'est une onde gravitationnelle.

Des ondes gravitationnelles sont émises quand une étoile massive explose ou quand un trou noir est créé ou quand une étoile à neutrons tourne sur elle-même ou quand deux étoiles à neutrons orbitent l'une autour de l'autre. Et elles sont si intenses que l'on pense pouvoir les détecter sur terre, à des distances pouvant atteindre des milliers voire des millions d'années-lumière.

Joseph Taylor et Russell Hulse

Une première preuve indirecte de l'existence des ondes gravitationnelles fut obtenue en 1974 par les physiciens américains Russell Hulse et Joseph Taylor. Ils mesurèrent les vitesses dans le système binaire d'étoiles à neutrons PSR1913+16. Ils observèrent sur plus de 20 ans la décroissance de la période orbitale, c'est-à-dire le fait que les deux étoiles à neutrons spiralent l'une autour de l'autre en se rapprochant de plus en plus jusqu'à la coalescence finale.

Leurs mesures sont en parfait accord avec le calcul de relativité générale qui interprète ce mouvement en spirale comme une perte d'énergie gravitationnelle par émission d'ondes gravitationnelles. Taylor et Hulse ont d'ailleurs reçu le prix Nobel de physique en 1993 pour leur découverte.

Ces ondulations dans la structure de l'espace voyagent jusqu'à la Terre à la vitesse de la lumière, apportant avec elles des informations sur leurs origines ainsi que des preuves inestimables sur la nature de la gravité. Einstein a prédit l'existence de ces ondes gravitationnelles dans sa théorie de la relativité générale, mais ce n'est qu'actuellement que la technologie a suffisamment évolué pour que les scientifiques puissent les détecter et les étudier.

Le principe de détection

Cet avantage des ondes gravitationnelles devient un inconvénient lorsqu'il s'agit de les détecter. Lorsqu'une telle onde traverse un objet, le passage se manifeste par des oscillations de celui-ci. Un cercle est par exemple momentanément transformé en une ellipse. Il devrait ainsi être facile de détecter le passage. Le problème réside dans le fait que les perturbations sont extrêmement faibles et très difficiles à observer.

Pour se fixer les idées, imaginons qu'une supernova explose dans notre Galaxie. Il s'agit là d'un cas très favorable, qui devrait conduire à une forte dose d'ondes gravitationnelles au niveau de la Terre. La variation relative de taille ne serait cependant que d'un milliardième de milliardième, l'équivalent d'un millième de la taille d'un atome ! Une telle précision est clairement hors de portée à l'heure actuelle.

Mais les astrophysiciens ont une fois de plus relevé le défi à travers plusieurs grands instruments, en particulier VIRGO en Italie et LIGO aux Etats-Unis. Ce sont des interféromètres fonctionnant selon le même principe que le système d'Albert Michelson.

Le rayonnement provenant d'un laser est divisé en deux faisceaux. Ceux-ci sont envoyés dans des directions perpendiculaires, puis réfléchis par des miroirs et finalement recombinés. L'analyse de la lumière après combinaison permet de dire si la durée de propagation de la lumière dans l'une des directions a été perturbée. Si tel est le cas, cela signifie que la distance parcourue par l'un des faisceaux a légèrement varié sous l'effet du passage d'une onde gravitationnelle.

Étant donné la faiblesse des effets à mesurer, ces interféromètres doivent être très sensibles. En particulier, la distance parcourue par la lumière doit être aussi grande que possible. Pour cette raison, ces détecteurs sont gigantesques, leurs bras font plusieurs kilomètres de long. Il est également crucial de réduire toutes les sources de bruits parasites, tout spécialement ceux d'origine sismique ou thermique.

Malgré toutes ces difficultés, l'optimisme est de rigueur et les prochaines années devraient voir la naissance d'une nouvelle branche de l'astronomie, l'étude de l'univers au moyen des ondes gravitationnelles.

L'interféromètre de VIRGO

L'expérience VIGO à Cascina en Italie

L'interféromètre de VIRGO est un dispositif à deux ondes à division d'amplitude. Il peut donc conduire à des interférences localisées avec des sources étendues.

Une lame semi-réfléchissante, appelée séparatrice, divise un faisceau lumineux en deux faisceaux perpendiculaires de même amplitude. Chacun des faisceaux est ensuite réfléchi par un miroir puis retombe sur la séparatrice qui va redonner deux faisceaux se propageant dans la même direction.

Ces deux faisceaux présentent une différence de marche (l'un est arrivé avant l'autre) qui dépend de la distance et de l'angle entre les miroirs : ils peuvent donc interférer. On pourra observer des franges d'égale inclinaison localisées dans le plan focal de la lentille.

Les cavité Fabry-Perot dans chaque bras

En fait l'interféromètre va se comporter comme une antenne qui va capter l'onde gravitationnelle, dans la gamme de fréquence du kHz. On en déduit que la longueur optimale de l'antenne doit être égale à une demi-période de la longueur d'onde équivalente, c'est-à-dire de l'ordre de 150 km ! Il n'est bien sûr pas envisageable de construire un interféromètre avec des bras de 150 km de long.

L'astuce ici consiste à obliger la lumière à effectuer un grand nombre d'allers-retours dans une cavité de longueur raisonnable. En utilisant une cavité Fabry-Pérot de 3 km on peut ainsi porter la longueur efficace des bras de VIRGO de 3 à 150 km.

Pour réaliser cette mesure de variation de déplacement, il nous faut un laser extrêmement stable et puissant. Le problème c'est que bien souvent stabilité ne rime pas avec puissance ! En effet, stabiliser un laser en fréquence n'est pas chose aisée : il faut d'abord le rendre monomode transverse puis monofréquence, et pour ce faire on doit utiliser tout un ensemble de technologies qui vont introduire des pertes non négligeables.

Le mode cleaner de l'interféromètre

Heureusement il existe une autre méthode dite maître-esclave. On utilise un laser de faible puissance donc compact, stable et monofréquence pour asservir en phase un laser de puissance.

Dans cette technique, quand les deux lasers ont leur écart de fréquence compris dans une certaine gamme appelée plage d'injection, le laser de puissance (laser esclave) va osciller avec toute sa puissance disponible exactement à la fréquence du premier laser (laser maître). C'est cette technique qui a été retenue pour le laser de VIRGO.

Mais le faisceau qui sort de ce système d'injection n'est pas encore parfait, il faut le nettoyer, c'est le rôle du mode cleaner. En effet, on sait qu'un laser n'est pas parfaitement monomode. Or il faut l'utiliser dans son mode fondamental qui présente un profil gaussien, sans aucune autre aberration géométrique. Les ingénieurs de VIRGO ont donc utilisé une cavité résonnante en transmission comme filtre spatial. Cette cavité permet d'éliminer les défauts géométriques du faisceau en filtrant tous les modes d'ordres supérieurs.

Cette cavité est triangulaire pour éviter de renvoyer la lumière dans le laser. Elle se comporte comme un filtre passe-bas du premier ordre avec une fréquence de coupure de 100 à 500 Hz, avec un coefficient de transmission proche de 95 %. On retrouve le même système en sortie de l'interféromètre pour corriger les aberrations introduites par les différents éléments optiques du montage.