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Comme son nom l’indique, il s’agit d’une onde. Cela veut dire qu’il s’agit d’une déformation, une vibration qui se propage dans un milieu donné. Cependant les ondes gravitationnelles ont la particularité de déformé non pas l’air ou une autre surface mais bien l’espace-temps.
La théorie des ondes gravitationnelles a plus de cent ans d’histoire. Elle a pu naître grâce à la théorie de la relativité d’Albert Einstein en 1915. En effet, cette théorie qui a bouleversé le monde de la physique nous permet de voir la gravité comme une courbure de l’espace-temps.
Cette description de la gravité permet de prédire que les perturbations dans la grille espace-temps entraînerait l’émission d’ondes gravitationnelles. Il s’agit d’une solution particulière des équations d'Einstein. Elle se traduit sous la forme d’une onde transverse d’amplitude notée h. Une distribution de masse accélérée émet des ondes gravitationnelles. C’est le cas pour des supernovas, des trous noirs ou bien des étoiles à neutron oscillantes. Ces sources se propagent jusqu’à la Terre avec une amplitude décroissant en 1/r.
Si on prend un système de deux masses M séparés d’une distance et situés à une distance r de la Terre, on aura un perturbation h de cet ordre de grandeur:
Du vivant d'Einstein, leur existence faisait sujet de débat. Il était question de savoir si ces ondes avaient une existence physique ou bien si cela résultait d’un effet de jauge dû au choix de coordonnée.
Il faut se rendre plus loin, en 1960, pour avoir les toutes premières tentatives de détection.
C’est le physicien américain Joseph Weber qui s’y colle. Il comprend qu’à certaines fréquences les déformations de l’espace-temps prédites par la théorie de la relativité générale peuvent faire vibrer un solide. Il construit donc ce qui sera considéré comme le premier détecteur d’ondes gravitationnelles avec un dispositif qu’on appellera Barre de Webber. Cependant son expérience n’a mené à aucune détection de son vivant.
En 1974, la première observation indirecte se fait avec l’observation du pulsar PSR B1913+16 par Russell Hulse et Josepĥ Taylor. Il s’agit d’un pulsar binaire et c’est le premier observé. En 1975, Robert Wagoner suggère que puisque d'après la relativité générale un tel système perd une quantité significative d'énergie par émission d'ondes gravitationnelles, alors son demi-grand axe doit diminuer et sa période orbitale aussi dans des proportions mesurables. En 1979, Taylor donne les résultats de cette mesure de T qui est le taux de diminution de la période.
Il trouve ce rapport:
Ce qui confirme de manière assez convaincante l’existence des ondes gravitationnelles. Depuis, les données ont été accumulées et ont permis de contrôler l'écart entre la prédiction de la relativité générale et l'observation à moins de 0,2%.
Variation de la période orbitale du système PSR B1913+16 depuis 1975
Il s’agit de la courbe de Les données sont superposées à la prédiction de la relativité générale. La diminution due aux ondes gravitationnelles est bien observée ce qui permet de le mettre en accord avec la théorie.
En 1993, R. Hulse et J. Taylor ont reçu le prix Nobel pour leur découverte de ce pulsar qui a permis de tester précisément la relativité générale.
Il faut avancer maintenant beaucoup plus loin pour avoir une nouvelle grande avancée. Et ce jusqu’en 2015, pour la première observation directe d’une onde gravitationnelle. Ce sont les détecteurs LIGO qui en sont à l’origine avec la détection d’une onde émise par la coalescence de deux trous noirs.
Pour répondre au problème de comment détecter directement une onde gravitationnelle, le chercheur Rainer Weiss se penche au début des années 1970 sur un interféromètre de type michelson éclairé par un laser, en étudiant les différentes sources de bruit potentielles. Un détecteur de ce genre fonctionne de cette façon : lors du passage d'une onde gravitationnelle, la métrique est perturbée différemment dans des directions perpendiculaires. En entrant dans un interféromètre de Michelson, celle-ci aff ecte donc la longueur de ses deux bras perpendiculaires. La différence de longueur induite modifie la figure d'interférence en sortie de l'interféromètre, rendant détectable le passage de l'onde. Pour une configuration optimale, la variation de longueur est de :
Vu que h est très petit, la variation est difficile à mesurer
Il faut donc des bras aussi long que possible.
Schéma d'un détecteur d'onde gravitationnel par interférométrie
Le projet LIGO va donc être validé dans les années 1990 et sa construction va s'achever en 2002. Ce qui va permettre de faire des prises de données jusqu’en 2010, sans détection réellement confirmée. Après une amélioration de la sensibilité des détecteurs, les prises de données ont repris et ont permis la détection du 14 septembre.
En parallèle, le projet Virgo, un détecteur européen, est lancé dans les années 1990 par le CNRS et l’INFN. Ses premières ondes sont détectées en 2017 avec la phase finale de la fusion de deux étoiles à neutrons. Les appareils LIGO et Virgo ont détecté l’onde gravitationnelle et cela fut d’une grande importance pour le monde de l'astronomie multi-messager. Cela a permis l’identification de la galaxie hôte NGC 4993. LIGO donnera une mesure indépendante de d pour le redshift ( le décalage vers le rouge, qui est une augmentation de la longueur d'onde de la lumière causée par le mouvement de la source lumineuse qui s'éloigne de l'observateur )
. Cela a permis d’en déduire une estimation de la constante d’Hubble et d’en faire la première application cosmologique concrète effectuée grâce aux ondes gravitationnelles.
Aujourd’hui, les détecteurs sont limités à basse fréquence pour le bruit sismique et à haute fréquence pour le bruit d’origine quantique. Pour pallier ces limitations des détecteurs seront lancés dans l’espace pour s’affranchir du bruit sismique et détecter des ondes gravitationnelles de basse fréquence. Des projets comme LISA qui pourra détecter des fréquences entre et . D’autres comme les détecteurs terrestres de troisième génération comme le Einstein Telescope et le Cosmic Explorer qui auront des bras plus long entre 10km et 40km.
Sensibilité des futures détecteurs d'ondes gravitationnelles et sources potentielles
Tout cela permettra d’ouvrir de nouveaux horizons et d’offrir de nouvelles perspectives à la recherche pour mieux comprendre certains phénomènes comme les systèmes à deux corps avec les trous noirs, supernovæ, étoile à neutron. On pourra alors connaître précisément leur masse initiale, finale, leur distance et même mieux comprendre le mécanisme de l’effondrement du cœur d’une étoile.
C'est super bien rédiger ! 😁