Le prix Princesse des Asturies pour les Recherches Techniques & Scientifiques 2017 est attribué à la Collaboration LIGO

06/14/2017

Le prix Princesse des Asturies 2017 pour les recherches techniques et scientifiques a été décerné aux physiciens Rainer Weiss, Kip S. Thorne et Barry C. Barish ainsi qu’à la Collaboration Scientifique LIGO (LSC), le 14 juin 2017 par le jury responsable de son attribution à Oviedo.

©FPA

Pour plus d’informations:

Princess of Asturias Foundation

Les ondes gravitationnelles frappent à nouveau la terre : GW151226

Les collaborations LIGO et Virgo ont annoncé aujourd’hui 15 juin lors de la 228 éme conférence de la Société Américaine d’Astronomie à San Diego une nouvelle détection d’ondes gravitationnelles. Simultanément un article a été publié dans Physical Review Letters.

L’évènement a été observé le 26 décembre 2015 à 3.38.53 UTC par les deux détecteurs LIGO de Livingstone et de Hanford (1.1 milliseconde plus tard). Cet évènement, interprété comme la fusion de deux trous noirs, n’est pas aussi puissant que celui annoncé en février et donc le signal est moins spectaculaire.

GW151226

L’une des raisons est que les deux trous noirs ne sont pas aussi massifs que lors de l’événement de « découverte » GW150914 : les deux trous noirs sont respectivement de 14 et 8 masses solaires, et le trou noir final est de 21 masses solaires. L’analyse utilise des « formes d’ondes » prédites par la théorie et les compare au signal. Le rapport signal sur bruit (la façon quantitative utilisée par les physiciens pour exprimer le fait que le signal ressort du bruit de fond dans le détecteur) est estimé à 13, à comparer avec 24 dans le cas de GW150914.

L’évènement s’est déroulé il y a 1,4 milliards d’années lumière.

En raison de la plus grande durée du signal dans le détecteur, que lors de la première détection, la collaboration LIGO-Virgo a pu déterminer que l’un des deux trous noirs (ainsi que le trou noir final) était en rotation.

Durant la conférence de presse de l’AAS, la collaboration a rappelé qu’un autre évènement (déjà mentionné dans la publication de la découverte) est probablement également une fusion de trous noirs. Appelé LVT151012, LVT pour LIGO Virgo Trigger (« trigger » veut dire « déclenchement »), il a été observé le 12 octobre 2015. Le rapport signal sur bruit étant de 9,7,  la collaboration n’est pas suffisamment confiante pour pouvoir en parler comme d’une découverte. S’il correspondait bien à la fusion de trous noirs, la masse du trou noir final serait de 35 masses solaires.

Si l’évènement du 11 février concluait un siècle de recherches des ondes gravitationnelles, l’annonce d’aujourd’hui ouvre de toute évidence l’ère de l’astronomie des ondes gravitationnelles.

Nous aurons une belle occasion de parler de cette nouvelle découverte pendant le hangout qui se tiendra jeudi 16 juin en conclusion de la deuxième session du cours en anglais Gravity!

 

Jeudi 16 juin: Hangout Gravity! en direct de Stanford sur les trous noirs et les ondes gravitationnelles

Pierre Binétruy et George Smoot vous invitent à participer à un hangout du Mooc Gravity! dont le thème portera sur les trous noirs et les ondes gravitationnelles. Il sera retransmis ce jeudi 16 juin à 21h00 heure de Paris (19h00 UTC, 20h00 à Londres, 12h00 en Californie), en direct du Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology (KIPAC) au SLAC, de l’Université Stanford. Et donc en anglais …

KIPAC_logoLe Hangout  sera retransmis en direct sur Google Hangout et Youtube pendant environ 60 minutes, et vous pourrez y suivre les questions et les réponses. Même si vous n’êtes pas inscrits à cette session du cours en anglais Gravity! vous pouvez dès à présent poser vos questions ci-dessous et sur Twitter en utilisant le hashtag #FLGravity.

Les deux évènements qui seront couverts durant ce hangout sont les premiers résultats  de la mission LISAPathfinder , ainsi que les tout derniers résultats de la collaboration LIGO-Virgo.

Nos invités seront :

tom_abel

Tom Abel est directeur du Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology du laboratoire National SLAC et l’Université de Stanford. Son équipe explore le premier milliard d’années de l’histoire de l’Univers à partir de calculs ab initio utilisant des superordinateurs . Il a démontré que les premiers objets lumineux sont des étoiles super massives et a développé un nouvel algorithme numérique utilisant des méthodes d’adaption de maillage permettant de prendre en compte plus de 14 ordres de grandeur en échelles de longueur et de temps. Plus récemment, il a innové avec un nouvel algorithme pour étudier les fluides sans collision tels que la matière noire.

 

roger

 

Roger Blandford, originaire d’Angleterre, occupait un poste de professeur à Caltech depuis 1976 quand en 2003 il a rejoint l’Université de Stanford pour devenir le premier Directeur du Kavli Institute of Particle Astrophysics and Cosmology. C’est un expert mondialement reconnu en trous noirs astrophysiques, cosmologie, lentilles gravitationnelles, physique des rayons cosmiques et étoiles massives.

 

 

 

 

michael_landryMichael Landry est le scientifique responsable de la détection à l’observatoire LIGO de Hanford dans l’état de Washington, et physicien à Caltech (California Institute of Technology). Michael a débuté son travail sur les ondes gravitationnelles comme postdoctorant à Caltech en 2000 puis, affecté à l’observatoire LIGO de Hanford, il y est resté comme chercheur. De 2010 à 2015, il a dirigé l’installation du détecteur avancé LIGO de Hanford. Ce travail de collaboration entre les scientifiques de LIGO et la collaboration Virgo, rassemblant un millier de personnes, a culminé lors de la première détection d’ondes gravitationnelles en provenance de la fusion de deux trous noirs annoncée le 11 février 2016.

 

stefano_vitale1Stefano Vitale est Principal Investigator (P.I.) de la mission LISAPathfinder. Il est professeur à l’Université de Trento en Italie et une des personnes clef de la communauté Européenne des ondes gravitationnelles. Il a travaillé sur le détecteur acoustique cryogénique AURIGA avant de rejoindre la mission LISA où il dirige la participation italienne. Il a développé à Trento le laboratoire  qui a conçu le le capteur inertiel qui est au coeur de la mission LISAPathfinder.

 

La fête aux ondes gravitationnelles : supports des présentations

Retrouvez ci-dessous les présentations des chercheurs lors de notre fête aux ondes gravitationnelles ainsi que la vidéo de la dernière session, l’ultime quizz offert  aux apprenants du MOOC Gravité! par Pierre Binétruy.

Merci à tous pour ces journées conviviales et instructives !

fiesta16 001

Pierre Binétruy (Paris Centre for Cosmological Physics/APC)

Préambule à la Fête: les physiciens en ont rêvé pendant 100 ans (français/anglais)

Préambule à la Fête

Eric Chassande-Mottin (Laboratoire APC)

L’histoire de la découverte de GW150914 (anglais)

GW150914_DiscoveryStory_Chassande-Mottin

Matteo Barsuglia (Laboratoire APC)

Les détecteurs LIGO et Virgo (anglais)

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Eric Plagnol (Laboratoire APC)

Nouvelles de LISAPathfinder (anglais)

LPF_Mission_Plagnol

LPF_inSpaceCommunic_plagnol

Antoine Petiteau (Laboratoire APC)

Comment va-t-on analyser les données de LISAPathfinder (français)

LPF_MissionAnalyse_Petiteau

Joël Bergé (ONERA)

La mission Microscope mission et le principe d’équivalence (anglais)

Microscope_JBerge

Pierre Binétruy et tous les participants

Dernier quizz: questions et réponses lors de la dernière session de la « Fête »

Teaser:

La vidéo complète :

https://www.apc.univ-paris7.fr/Downloads/com-apc/Fiesta/FiestaG_II2.mov

29 février 2016 à 17h30, hangout sur la découverte des ondes gravitationnelles

Le 11 février 2016 a été annoncée la découverte des ondes gravitationnelles par les collaborations LIGO et Virgo. Nous organisons la Fête aux Ondes Gravitationnelles  à Paris pour cette occasion historique. De façon à permettre à chacun(e) d’y participer, nous organisons un hangout spécial le lundi 29 février à 17h30, heure de Paris (16h30 UTC).

Posez vos questions!

Vous avez la possibilité de poser vos questions sur cet événement exceptionnel.

Ce Google Hangout sera diffusé en direct sur YouTube et sur Google+ Hangouts pour une durée approximative de 60 minutes, où vous pourrez suivre les questions et réponses en direct.

Si vous n’êtes pas parmi les 80 participants qui ont la chance de pouvoir être présents à Paris pour la Fête, nous vous encourageons à poser vos  questions et nous sélectionnerons les plus représentatives pour les poser à nos hôtes durant le Hangout.  Vous pouvez poser vos questions en français mais le Hangout sera en anglais.

Il y a deux façons de poser vos questions :

  • Vous pouvez envoyer questions et commentaires avant et pendant l’événement en les soumettant à la fenêtre de discussion Google Hangout Q&A [Questions and Answers/Questions et Réponses] (si vous avez un compte Google).
  • Vous pouvez nous envoyer vos questions sur notre compte Twitter @Gravity_Paris, en utilisant le hashtag #FLGravity.

Que se passe-t-il si je ne peux pas voir le hangout en direct?

Ne vous inquiétez pas! Un enregistrement de la discussion sera disponible dès que l’événement sera terminé. Vous aurez accès à cet enregistrement ci-dessous.

Est-ce que télécharger le Hangout veut dire que j’apparais à la caméra?

Non, vous verrez just l’enregistrement en direct comme toute autre vidéo (quoique les utilisateurs Google peuvent soumettre leurs questions en direct à travers l’interface Q&A).

Est-ce qu’un compte Google est nécessaire pour voir un Google Hangout?

Non, vous pouvez voir le  Hangout sans avoir à vous connecter à Google.

Qu’est-ce qu’une onde gravitationnelle?

D’après la théorie de la relativité générale d’Einstein, une masse déforme l’espace-temps. Cette théorie a été observée de façon spectaculaire en 1919, quatre ans seulement après sa publication. Grâce à une éclipse du soleil, on a pu observer que les rayons de lumière qui passent près du soleil suivent des trajectoires légèrement courbées.

 

Puisqu’une masse provoque une courbure de l’espace-temps, une masse en mouvement va entraîner la propagation de la courbure. Si vous jetez une pierre dans un étang vous déclenchez, sur la surface de l’eau, des ondelettes qui proviennent de l’endroit où la pierre est tombée. De même, si une masse se déplace soudainement dans l’Univers, elle va provoquer des ondes de courbure, appelées ondes gravitationnelles, qui se propagent à travers l’espace-temps.

 

Ondes Gravitationnelles

Quelles sont les sources qui génèrent des ondes gravitationnelles? Chaque masse en mouvement créé de telles vagues. Mais nous verrons que les effets du passage d’une onde gravitationnelle sont extrêmement faibles. Nous devons donc nous demander quelles sont les sources les plus puissantes d’ondes gravitationnelles. Ce sont des événements énergétiques comme la rotation rapide de deux étoiles compactes proches (comme les étoiles à neutrons ou les trous noirs) ou des explosions (par exemple l’explosion de supernovae, ou même le Big Bang lui-même).

 

Comment puis-je savoir si une onde gravitationnelle traverse mon laboratoire ? Parce que la distance ente les objets varie de façon périodique (souvenez-vous qu’une vague est un phénomène périodique). Imaginez des masses réparties sur un cercle comme sur le dessin de gauche ci-dessous.

 

The two types of gravitational wave polarizations

Les deux types de polarisation des ondes gravitationnelles

 

Si une onde gravitationnelle se propage perpendiculairement à l’écran, la distance entre les masses changera et le cercle se déformera périodiquement en une ellipse. Il existe en fait deux types de déformations, qui correspondent à ce qu’on appelle les deux polarisations des ondes gravitationnelles.

 

Le déplacement relatif des masses est très exagéré sur le dessin ci-dessus. En fait, pour les événements cosmiques les plus importants, la variation relative de la distance est inférieure à 10-21, en d’autres termes 1/1000000000000000000000 mètre pour un cercle d’un mètre de diamètre. Il n’est donc pas surprenant que la découverte des ondes gravitationnelles soit une tâche aussi difficile!

 

Pourquoi les ondes gravitationnelles sont-elles si intéressantes?

 

Les effets des ondes gravitationnelles sont minuscules parce que la gravité est une force très faible. Mais inversement, cela signifie que les ondes gravitationnelles interagissent très peu avec leur environnement, et sont donc très peu perturbées par les objets qu’elles rencontrent sur leur passage : elles gardent intactes toutes les informations des sources qui les ont produites. Elles sont donc le messager idéal des évènements cosmiques éloignés.

 

De plus, nous savons depuis Newton que l’Univers dans ses plus grandes dimensions est animé par la gravité. Avec la découverte des ondes gravitationnelles, nous aurons donc la possibilité d’obtenir des informations de première main sur la gravité, à travers la gravité elle-même transformée en ondes !

Détecter les ondes gravitationnelles par interférométrie

Pour pouvoir détecter des ondes gravitationnelles, on doit pouvoir mesurer des variations de distance extrêmement petites (et périodiques). Inutile d’essayer d’utiliser le mètre étalon du Bureau International des Poids et Mesures de Sèvres. On sait depuis longtemps qu’une métrologie précise nécessite d’utiliser un étalon plus raffiné, la longueur d’onde de la lumière.

 

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La lumière est une onde électromagnétique. Comme toutes les ondes, c’est une oscillation caractérisée par sa longueur d’onde, c’est à dire la distance entre deux crêtes. La longueur d’onde de la lumière visible est une fraction (0.4 à 0.7) de micron (un millionième de mètre).

 

Diapositive2Mais comment transformer de la lumière en outil de mesure ? C’est le physicien Albert A. Michelson qui nous a appris à le faire à la fin du XIXe siècle. Il a utilisé le phénomène d’interférence : lorsque vous projetez une lumière cohérente (de nos jours un faisceau laser) sur une surface percée de deux fentes, les faisceaux lumineux émis par les deux fentes de l’autre côté de la planche interfèrent. On observe sur un écran placé plus loin des zones (appelées «franges») qui sont alternativement lumineuses et sombres. Elles forment une figure d’interférence. L’épaisseur des franges est directement liée à la longueur d’onde de la lumière.

Diapositive4Albert Michelson (1852-1931) comptant des franges

Albert Michelson a utilisé ce phénomène pour mesurer les distances dans une installation appelée interféromètre. Dans sa version moderne, un faisceau laser est projeté sur une lame séparatrice qui le divise en deux: chaque faisceau est ensuite réfléchi sur des miroirs éloignés pour revenir au séparateur de faisceau où ils sont recombinés pour interférer sur un écran un peu plus loin. Les deux bras de l’interféromètre sont les trajectoires des deux faisceaux indépendants. La figure d’interférence sur l’écran final dépend de la différence de longueur des deux bras.

Interféromètre de Michelson

Interféromètre de Michelson

 

Si une onde gravitationnelle traverse un interféromètre, les distances comme la longueur des bras changent périodiquement, ce qui provoque une variation périodique de la figure d’interférence. Ceci permet de détecter une onde gravitationnelle.

 

Quels détecteurs pour les ondes gravitationnelles?

Comme pour n’importe quelle onde, une onde gravitationnelle est caractérisée par sa vitesse, sa longueur d’onde et son amplitude.

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La relativité générale prédit que la vitesse est la même que celle de la lumière. Ceci devra être vérifié quand les ondes gravitationnelles seront découvertes.

La longueur d’onde est directement reliée à la taille du site cosmique (système binaire ou explosion) qui en est la source. Pour comprendre cela, notez que, dans la photographie ci-dessous, la taille de la goutte détermine la longueur d’onde (distance entre les crêtes des vagues). C’est un phénomène similaire pour les ondes gravitationnelles. Par ailleurs la taille du détecteur doit être du même ordre que la longueur d’onde, ni plus grand, ni plus petit. Donc la taille du détecteur doit être du même ordre que la taille du site cosmique.

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On a donc construit deux types de détecteurs :

  • Pour les sites cosmiques de petite taille, correspondant par exemple à des longueurs d’onde de quelques milliers de kilomètres : les interféromètres terrestres
  • Pour les sites cosmiques de grande taille, correspondant par exemple à des longueurs d’onde de plusieurs dizaines de millions de kilomètres : les interféromètre spatiaux

 

Finalement, l’amplitude de l’onde dépend de l’intensité de l’événement, qui est mesurée par la masse ayant produit le déplacement de courbure. Dans les grands sites cosmiques, il y a généralement beaucoup plus de masse disponible, et donc les signaux sont plus puissants pour les détecteurs spatiaux. Pour les détecteur terrestres, les signaux sont plus faibles et donc seuls les évènements ayant lieu à une distance relativement proche sont accessibles.

 

Il y a également deux autres façons de détecter les ondes gravitationnelles.

L’une utilise les pulsars milliseconde, c’est à dire des sources cosmiques présentes dans notre galaxie qui émettent des impulsions électromagnétiques observées sur terre. Quand une onde gravitationnelle passe entre la source et nous, elle induit une distorsion du temps qui peut être mesurée. En utilisant plusieurs de ces sources, on obtient un détecteur de la taille de notre galaxie (disons des dizaines de milliers d’années lumière).

On peut également regarder l’effet des ondes gravitationnelles primordiales produites dans l’Univers primordial lorsque la première lumière est apparue 380 000 ans après le Big Bang. Elles ont tendance à polariser cette lumière dite du fond cosmologique. Dans ce cas, comme la lumière du fond remplit l’Univers primordial, on pourrait dire qu’on utilise un détecteur de la taille de cet Univers. C’est cette polarisation que l’expérience BICEP2 pensait avoir détecté il y a quelques années.

 

En résumé, le schéma ci-dessous montre la diversité des échelles où l’on espère détecter les ondes gravitationnelles, et les techniques  qui nous permettraient de les étudier.

Spectre des ondes gravitationnelles (A la poursuite des ondes gravitationnelles, Dunod)

Spectre des ondes gravitationnelles (A la poursuite des ondes gravitationnelles, Dunod)

Un pas de deux, version trous noirs

La fusion d’un système binaire de trous noirs en un seul trou noir est l’un des systèmes les plus intéressants pour l’exploration des ondes gravitationnelles.

On distingue traditionnellement trois phases dans cet événement, souvent appelé coalescence de trou noir. Elles sont représentées dans le schéma ci-dessous, dessiné par le grand spécialiste des trous noirs Kip Thorne.

KIP_FR

Initialement, les deux trous noirs forment un système binaire en rotation. C’est de la masse en mouvement : le système perd donc de l’énergie sous forme d’ondes gravitationnelles (la fréquence des ondes gravitationnelles est directement reliée à la fréquence de rotation). Les deux trous noirs se rapprochent donc et tournent de plus en plus vite. Cette phase est appelée phase spiralante. L’attraction gravitationnelle entre les deux trous noirs reste faible et on peut appliquer les méthodes standards de la gravitation pour calculer le signal de l’onde gravitationnelle émise.

A un certain moment, les deux trous noirs sont si proches que leurs deux horizons se touchent. L’horizon d’un trou noir est une surface sphérique qui correspond à la surface de non retour : une fois traversé, il est impossible de faire demi-tour et de dire ce que nous avons observé, on est définitivement attiré au centre du trou noir. Lorsque les horizons se sont touchés il ne reste qu’un seul trou noir. C’est la phase dite de fusion.

Parce que les effets gravitationnels à proximité de l’horizon sont forts, on a besoin de résoudre les équations d’Einstein en régime fort. Ceci est effectué en utilisant des méthodes numériques et a été un accomplissement majeur du domaine qu’on appelle la relativité numérique ces dix dernières années (ce calcul de la forme des ondes gravitationnelles pendant la fusion a même été surnommé le « grand défi » à la fin des années 1990). Etudier cette phase nous amènera à tester la relativité générale en régime fort (c’est-à-dire quand la gravité est forte), une vraie première.

La phase finale est appelée ringdown en anglais (baisser de rideau). Une fois que le nouveau trou noir s’est formé, avec une forme plutôt irrégulière d’horizon (faite des deux horizons précédents qui se touchent par un point), il se débarrassera de ses caractéristiques indésirables par une série d’oscillations résonnantes et l’émission d’ondes gravitationnelles. Les oscillations dépendent des paramètres des trous noirs (les trous noirs d’origine et le final) et les ondes gravitationnelles émises transportent toutes ces informations, encodées dans leur forme exacte. On obtiendra ainsi de nouveau des informations précieuses sur les trous noirs et la relativité générale en étudiant les ondes produites pendant le ringdown.

La vidéo ci-dessous (crédits : NASA/C.Henze)  présente une simulation de la fusion de deux trous noirs et l’émission des ondes gravitationnelles résultantes. Les champs colorés représentent une composante de la courbure de l’espace-temps. Les voiles rouges extérieurs représentent directement les ondes gravitationnelles qui s’échappent et seront peut-être détectées plus tard par un observatoires d’ondes gravitationnelles.

 

 

Une dernière question : pendant combien de temps un signal de fusion de trou noir peut-il être vu dans un détecteur ?

Pour répondre à cette question, on doit prendre conscience du fait que les détecteurs fonctionnent dans une certaine gamme de fréquence, typiquement entre 10 et 1000 Hz pour les détecteurs terrestres, et entre 1/10000 et 1/10 Hz pour les détecteurs spatiaux. Le signal des ondes gravitationnelles est vu par le détecteur uniquement s’il est émis dans cette gamme. Mais à mesure que les deux trous noirs tournent l’un autour de l’autre, leur fréquence de rotation s’accroit, tout comme la fréquence des ondes gravitationnelles émises.

Le système binaire peut avoir évolué depuis longtemps mais la fréquence n’entre dans la gamme des détecteurs que peu avant le plongeon final (les trous noirs sont alors  proches l’un de l’autre, l’attraction gravitationnelle plus forte et donc l’amplitude des ondes gravitationnelles plus importante). Typiquement, les détecteurs terrestres détectent le signal quelques secondes avant la fusion, et les détecteurs spatiaux quelques mois avant.

GW150914

GW150914: Ceci n’a peut-être aucun sens pour vous mais vous pouvez être certain que n’importe quel physicien spécialiste des ondes gravitationnelles est tout ému en voyant ce code.

 

GW150914 est le nom de la source observée par l’expérience LIGO le 14 septembre (09) 2015. Et bien sûr, GW pour les ondes gravitationnelles (Gravitational Waves). C’est la première détection avec des ondes gravitationnelles, la première d’une longue série, espérons-le. Et le nom des suivantes suivra le même modèle, GW suivi de la date de détection.

 

Et quelle source extraordinaire ! Deux trous noirs, dont les masses respectives sont de 29 et 36 fois la masse du soleil, qui fusionnent en un seul, de 62 fois la masse du soleil. Faites l’addition : il vous manque trois masses solaires. Ce qui correspond à l’émission en quelques centièmes de secondes de masse-énergie, sous forme d’ondes gravitationnelles, de près de 1050 Watts! L’espace et le temps autour sont distordus, et cette distorsion se propage dans toutes les directions…

 

…1,3 milliard d’années plus tard, le 14 septembre 2015 à 09 :50 :45 UTC exactement, cette distorsion atteint la Terre et est détectée successivement par les deux détecteurs LIGO, le premier à Livingston (Louisiane) puis celui d’Hanford (Etat de Washington), à 7 millisecondes d’intervalle.

 

Voici ce magnifique signal, montré lors de la conférence de presse du 11 février et dans l’article publié dans Physical Review Letters, et sa comparaison avec les prédictions théoriques:

fig1 Sur les panneaux du haut, vous pouvez voir les signaux tels qu’ils sont arrivés à Livingston (à droite), puis à Hanford (à gauche) : voyez sur la droite comme ils se superposent bien !. Sur les panneaux du milieu, vous voyez la prédiction de la relativité pour les paramètres des masses donnés ci-dessus. Même à l’œil nu, en comparant avec le graphique au-dessus vous pouvez constater que les prédictions et l’observation concordent. Les panneaux du bas vous présentent la différence entre le signal et la prédiction, c’est à dire ce que les physiciens appellent le bruit. Est-ce que cela vous semble « bruyant » ? Eh bien regardez les chiffres sur l’axe vertical à gauche : le signal domine clairement sur le bruit. Ceci est dû en partie au fait qu’il s’agissait de trous noirs très massifs : c’était un événement très puissant.

 

Remarquez également l’axe du temps horizontal : tout est arrivé en moins d’une demi seconde. N’est-ce pas incroyablement court pour un événement cosmique ? Eh bien, vous devez vous souvenir que le détecteur LIGO est sensible aux ondes d’une certaine gamme de fréquence, entre une dizaine de Hz et quelques milliers de Hz. La fréquence des ondes gravitationnelles est directement liée à la fréquence de rotation des deux trous noirs. Comme ils se rapprochent au cours des siècles et des années, leur fréquence s’accroit jusqu’à ce qu’elle soit perçue par un détecteur (quand la fréquence atteint 10 Hz), ce qui arrive seulement une fraction de seconde avant le plongeon final.

 

Vous pouvez voir cela sur le graphique suivant, aussi fourni par les auteurs de l’article de découverte.

 

fig2

Vous pouvez voir ici les trois phases (voir notre article Un pas de deux, version trous noirs) et à quelles oscillations du détecteur elles correspondent. Sur le panneau du bas, vous voyez leur évolution dans le temps avec la distance entre les trous noirs, en unités de temps de ce qu’on appelle le rayon de Schwarzschild. Le rayon de Schwarzschild est en gros le rayon de l’horizon du trou noir final, soit à peu près 200 km. Vous voyez également la vitesse relative en unités de vitesse de la lumière : elle évolue de 1/3 de la vitesse de la lumière à 2/3 de la vitesse de la lumière au moment de l’impact ! Un événement vraiment incroyable !

 

La collaboration LIGO a montré à la conférence de presse la vidéo suivante de la collision entre ces deux trous noirs. Appréciez !

 

Maintenant vous êtes prêts pour une lecture attentive de l’article de la découverte. Il a été écrit pour la communauté scientifique, mais la première partie est tout à fait accessible. Si vous ne devez lire qu’un seul article scientifique dans votre vie, c’est probablement celui-ci.

 

Et si vous êtes un étudiant en physique, avec au moins un peu de connaissances en mécanique classique, voici quelques notes pour vous permettre de comprendre cet événement remarquable. Si vous avez la nausée lorsque vous voyez des équations mathématiques, évitez !

 

Notes Comprendre GW150914 (en anglais)