Dans le passé, les astronomes ne pouvaient voir le ciel qu'en lumière visible, en utilisant leurs yeux comme récepteurs. Et si vous aviez des yeux gravitationnels? Einstein a prédit que les objets et événements les plus extrêmes de l'Univers devraient générer des ondes de gravité et déformer l'espace autour d'eux. Une nouvelle expérience appelée Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory (ou LIGO) pourrait effectuer la première détection de ces ondes de gravité.
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Fraser Cain: Très bien, alors qu'est-ce qu'une onde de gravité?
Dr Sam Waldman: Donc, une onde de gravité peut être expliquée si vous vous souvenez que la masse déforme l'espace-temps. Donc, si vous vous souvenez de l'analogie d'une feuille tirée tendue avec une boule de bowling lancée au milieu de la feuille, pliant la feuille; où la boule de bowling est une masse et la feuille représente l'espace-temps. Si vous déplacez cette boule de bowling d'avant en arrière très rapidement, vous ferez des ondulations dans la feuille. La même chose est vraie pour les masses dans notre Univers. Si vous déplacez une étoile d'avant en arrière très rapidement, vous créerez des ondulations dans l'espace-temps. Et ces ondulations dans l'espace-temps sont observables. Nous les appelons ondes de gravité.
Fraser: Maintenant, si je me promène dans la pièce, est-ce que ça va provoquer des ondes de gravité?
Dr Waldman: Eh bien, ce sera le cas. À notre connaissance, la gravité fonctionne à toutes les échelles et pour toutes les masses, mais l'espace-temps est très rigide. Donc, quelque chose comme mon auto de 200 livres qui se déplace dans mon bureau ne provoquera pas d'ondes de gravité. Ce qu'il faut, ce sont des objets extrêmement massifs se déplaçant très rapidement. Donc, lorsque nous cherchons à détecter les ondes de gravité, nous recherchons des objets à l'échelle de la masse solaire. En particulier, nous recherchons des étoiles à neutrons, qui sont comprises entre 1,5 et 3 masses solaires. Nous recherchons des trous noirs, jusqu'à plusieurs centaines de masses solaires. Et nous attendons que ces objets se déplacent très rapidement. Donc, quand nous parlons d'une étoile à neutrons, nous parlons d'une étoile à neutrons se déplaçant à presque la vitesse de la lumière. En fait, il doit vibrer à la vitesse de la lumière, il ne peut pas simplement bouger, il doit trembler d'avant en arrière très rapidement. Ce sont donc des systèmes cataclysmiques très uniques et très massifs que nous recherchons.
Fraser: Les ondes de gravité sont purement théoriques, non? Ils ont été prédits par Einstein, mais n’ont-ils pas encore été vus?
Dr Waldman: Ils n'ont pas été observés, ils ont été déduits. Il existe un système pulsar dont la fréquence diminue à un rythme compatible avec l'émission des ondes de gravité. C'est PSR 1913 + 16. Et que l'orbite de cette étoile change. C'est une inférence, mais bien sûr, ce n'est pas une observation directement des ondes de gravité. Cependant, il est assez clair qu’elles doivent exister. Si les lois d'Einstein existent, si la Relativité Générale fonctionne, et si elle fonctionne très bien à de très nombreuses échelles de longueur, alors les ondes de gravité existent aussi. Ils sont juste très difficiles à voir.
Fraser: Que faudra-t-il pour pouvoir les détecter? On dirait que ce sont des événements très cataclysmiques. De grands trous noirs et des étoiles à neutrons se déplaçant, pourquoi sont-ils si difficiles à trouver?
Dr Waldman: Il y a deux volets à cela. Une chose est que les trous noirs ne se heurtent pas tout le temps, et les étoiles à neutrons ne tremblent pas dans n'importe quel endroit. Le nombre d'événements pouvant provoquer des ondes de gravité observables est donc très faible. Maintenant, nous parlons, par exemple, de la galaxie de la Voie lactée avec un événement qui se produit tous les 30 à 50 ans.
Mais l'autre partie de cette équation est que les ondes de gravité elles-mêmes sont très petites. Ils introduisent donc ce que nous appelons une souche; c'est un changement de longueur par unité de longueur. Par exemple, si j'ai un critère d'un mètre de long et qu'une onde de gravité écrasera ce critère au fur et à mesure qu'il traversera. Mais le niveau auquel il va écraser l'étalon est extrêmement faible. Si j'ai un critère de 1 mètre, cela n'induira qu'un changement de 10e-21 mètres. C'est donc un très très petit changement. Bien sûr, l'observation de 10e-21 mètres est l'endroit où le grand défi est d'observer une onde de gravité.
Fraser: Si vous mesuriez la longueur d'un étalon avec un autre étalon, la longueur de cet autre étalon changerait. Je vois que c'est difficile à faire.
Dr Waldman: Exactement, vous avez donc un problème. La façon dont nous résolvons le problème de l'étalon est que nous avons en fait 2 étalons, et nous les formons en L. Et la façon dont nous les mesurons est d'utiliser un laser. Et la façon dont nous avons arrangé notre critère est en fait un «L» de 4 km de long. Il y a 2 bras de 4 km chacun. Et à la fin de chaque bras, il y a une masse d'essai de quartz de 4 kg dont nous faisons rebondir les lasers. Et lorsqu'une onde de gravité traverse ce détecteur en forme de «L», elle étire une jambe pendant qu'elle rétrécit l'autre. Et il le fait à environ 100 hertz, dans les fréquences audio. Donc, si vous écoutez le mouvement de ces masses, vous entendez un bourdonnement à 100 hertz. Et donc ce que nous mesurons avec nos lasers, c'est la longueur différentielle du bras de ce grand interféromètre en forme de «L». C’est pourquoi c’est LIGO. C’est l’observatoire des ondes gravitationnelles de l’interféromètre laser.
Fraser: Voyons si je comprends bien. Il y a des milliards d'années, un trou noir entre en collision avec un autre et génère un tas d'ondes de gravité. Ces ondes de gravité traversent l'Univers et passent devant la Terre. En passant devant la Terre, ils allongent l'un de ces bras et ils rétrécissent l'autre, et vous pouvez détecter ce changement en faisant rebondir ce laser d'avant en arrière.
Dr Waldman: C'est vrai. Le défi, bien sûr, est que ce changement de longueur est extrêmement faible. Dans le cas de nos interféromètres de 4 km, le changement de longueur que nous mesurons actuellement est de 10e-19 mètres. Et pour mettre une échelle là-dessus, le diamètre d'un noyau atomique n'est que de 10e à 15 mètres. Notre sensibilité est donc subatomique.
Fraser: Et donc quels types d'événements devriez-vous être en mesure de détecter à ce stade?
Dr Waldman: C'est donc en fait un domaine fascinant. L'analogie que nous aimons utiliser est comme si nous regardions l'Univers avec des ondes radio, c'était de regarder l'Univers avec des télescopes. Les choses que vous voyez sont totalement différentes. Vous êtes sensible à un régime totalement différent de l'Univers. En particulier, LIGO est sensible à ces événements cataclysmiques. Nous classons nos événements en 4 grandes catégories. Le premier que nous appelons des éclats, et c'est quelque chose comme un trou noir se formant. Donc, une explosion de supernova se produit, et tellement de matière se déplace si rapidement qu'elle forme des trous noirs, mais vous ne savez pas à quoi ressemblent les ondes de gravité. Tout ce que vous savez, c'est qu'il y a des ondes de gravité. Ce sont donc des choses qui se produisent extrêmement rapidement. Ils durent au maximum 100 millisecondes et résultent de la formation de trous noirs.
Un autre événement que nous examinons est lorsque deux objets sont en orbite l'un avec l'autre, disons deux étoiles à neutrons en orbite l'une autour de l'autre. Finalement, le diamètre de cette orbite se désintègre. Les étoiles à neutrons vont fusionner, elles tomberont les unes dans les autres et formeront un trou noir. Et pour les toutes dernières orbites, ces étoiles à neutrons (gardez à l'esprit que ce sont des objets qui pèsent 1,5 à 3 masses solaires), se déplacent à de grandes fractions de la vitesse de la lumière; disons 10%, 20% de la vitesse de la lumière. Et ce mouvement est un générateur très efficace d'ondes de gravité. C'est donc ce que nous utilisons comme bougie standard. C’est ce que nous pensons savoir qu’il existe; nous savons qu'ils sont là-bas, mais nous ne savons pas combien d'entre eux s'en vont à un moment donné. Nous ne savons pas à quoi ressemble une étoile à neutrons en spirale dans les ondes radio ou les rayons X dans le rayonnement optique. Il est donc un peu difficile de calculer exactement à quelle fréquence vous verrez une spirale ou une supernova.
Fraser: Maintenant, pourrez-vous détecter leur direction?
Dr Waldman: Nous avons deux interféromètres. En fait, nous avons deux sites et trois interféromètres. Un interféromètre se trouve à Livingston en Louisiane, juste au nord de la Nouvelle-Orléans. Et notre autre interféromètre se trouve dans l'est de l'État de Washington. Parce que nous avons deux interféromètres, nous pouvons faire une triangulation dans le ciel. Mais il reste une incertitude quant à l'endroit exact où se trouve la source. Il existe d'autres collaborations dans le monde avec lesquelles nous travaillons en étroite collaboration en Allemagne, en Italie et au Japon, et ils ont également des détecteurs. Donc, si plusieurs détecteurs sur plusieurs sites voient une onde de gravité, nous pouvons faire un très bon travail de localisation. L'espoir est que nous voyons une onde de gravité et nous savons d'où elle vient. Nous demandons ensuite à nos collègues radioastronomes et à nos collègues astronomes des rayons X, et à nos collègues astronomes optiques d'aller voir cette partie du ciel.
Fraser: Il y a de nouveaux grands télescopes à l'horizon; extrêmement grande et gigantesque, et Magellan… les gros télescopes qui descendent avec des budgets assez importants à dépenser. Disons que vous pouvez trouver de manière fiable des ondes de gravité, c'est presque comme si cela ajoutait un nouveau spectre à notre détection. Si des budgets importants étaient consacrés à certains de ces détecteurs d'ondes gravitationnelles, à quoi pensez-vous qu'ils pourraient être utilisés?
Dr. Waldman: Eh bien, comme je l'ai déjà dit, c'est comme la révolution en astronomie lorsque les radiotélescopes sont apparus pour la première fois. Nous examinons une classe de phénomènes fondamentalement différente. Je dois dire que le laboratoire LIGO est un laboratoire assez grand. Nous comptons plus de 150 scientifiques travaillant, c'est donc une grande collaboration. Et nous espérons collaborer avec tous les astronomes optiques et radio-astronomes à l'avenir. Mais il est un peu difficile de prévoir le chemin que prendra la science. Je pense que si vous parlez à beaucoup de relativistes généraux, la caractéristique la plus excitante des ondes de gravité est que nous faisons quelque chose appelé Strong Field General Relativity. C'est toute la relativité générale que vous pouvez mesurer en regardant les étoiles et les galaxies est très faible. Il n'y a pas beaucoup de masse impliquée, ça ne va pas très vite. C'est à de très grandes distances. Alors que, lorsque nous parlons de la collision d'un trou noir et d'une étoile à neutrons, ce tout dernier morceau, lorsque l'étoile à neutrons tombe dans le trou noir, est extrêmement violent et sonde un domaine de la relativité générale qui n'est tout simplement pas très accessible avec des télescopes normaux, avec radio, avec rayons X. L'espoir est donc qu'il y a de la physique fondamentalement nouvelle et passionnante. Je pense que c'est ce qui nous motive principalement, vous pourriez l'appeler, amusant avec la relativité générale.
Fraser: Et quand espérez-vous avoir votre première détection.
Dr. Waldman: Donc, les interféromètres LIGO - les trois interféromètres - que LIGO exploite fonctionnent tous à des sensibilités de conception, et nous sommes actuellement au milieu de notre série S5; notre cinquième course scientifique, qui dure un an. Tout ce que nous faisons depuis un an, c'est chercher des ondes de gravité. Comme pour beaucoup de choses en astronomie, l'essentiel est d'attendre et de voir. Si une supernova n'explose pas, alors nous n'allons pas la voir, bien sûr. Et donc nous devons être en ligne aussi longtemps que possible. On pense que la probabilité d’observer un événement, comme un événement de supernova, se situe dans la région - à notre sensibilité actuelle - on pense que nous allons en voir un tous les 10 à 20 ans. Il y a une large gamme. Dans la littérature, il y a des gens qui prétendent que nous verrons plusieurs fois par an, et puis il y a des gens qui prétendent que nous ne verrons jamais jamais à notre sensibilité. Et le juste milieu conservateur est une fois tous les 10 ans. D'un autre côté, nous mettons à niveau nos détecteurs dès que cette série est terminée. Et nous améliorons la sensibilité d'un facteur 2, ce qui augmenterait notre taux de détection d'un facteur 2 cubes. Parce que la sensibilité est un rayon, et nous sondons un volume dans l'espace. Avec ce facteur de 8 à 10 dans le taux de détection, nous devrions assister à un événement une fois par an environ. Et après cela, nous passons à ce que l'on appelle Advanced LIGO, qui est un facteur 10 d'amélioration de la sensibilité. Dans ce cas, nous verrons presque certainement des ondes de gravité une fois par jour environ; tous les 2-3 jours. Cet instrument est conçu pour être un outil très réel. Nous voulons faire de l'astronomie gravitationnelle; pour voir des événements tous les quelques jours. Ce sera comme lancer le satellite Swift. Dès que Swift est monté, nous avons commencé à voir des éclats de rayons gamma tout le temps, et Advanced LIGO sera similaire.
