Slide 2 : Vous l`avez sans doute déjè entendu depuis Février mais je

Slide 2 : Vous l’avez sans doute déjè entendu depuis Février mais je vais le refaire encore
une fois « Nous avons détecté des ondes gravitationnelles ».
Le 14 Septembre 2015 vers 11h (heure de Paris) les détecteurs américains LIGO à
Hanford (état de WA) et Livingston (état de LA) ont enregistré simultanément, et pour la
pour la première fois, un signal gravitationnel d’environ 200ms, très au dessus du bruit
du détecteur (SNR~20 (H) 13 (L) ).
Slide 3 : Ce signal a rapidement été identifié comme étant la signature de la collision de
deux trous noirs de masses stellaires (36 et 29) a un redshift z~0.1 (soit 1,9 millions
d’années lumières).
FILM
Slide 4 :
Dans cet expose je vais commencer par une introduction générale sur les ondes
gravitationnelles et l’astronomie des ondes gravitationnelles. Je décrirai ensuite la
première détection et ses implications en astrophysique, cosmologie et physique
fondamentale. Je terminerai avec quelques perspectives pour les prochaines années.
Slide 5: (lire)
Presque tout ce que l’on connaît de l’Univers nous vient des ondes électromagnétiques.
Mais L’Univers observé représente une faible fraction de son contenu (le reste est de la
matière noire et de l’énergie noire). Il y a aussi un mur observationnel a 300,000 an
après le big bang. Au dela du fond diffus cosmologique, l’Univers est trop dense pour que
la lumere puisse s’echapper.
Aujourd’hui, une nouvelle fenetre vient de s’ouvrir avec les ondes gravitationnelles.
Slide 6:
Quelques mots sur les OG.
Ce sont des perturbations de l’espace-temps créées par l’accélération non symmétrique
de masses ou par des champs non stationnaires. Elles sont produites dans des
conditions extrêmes de vitesse et de compacité (étoiles à neutrons, trous noirs).
Les OG se propagent à la vitesse de la lumière et ont la particularité de n’être ni stoppées
ni deviées par la matière qu’elles rencontrent. C’est ce qui fait qu’elles sont si précieuses
(elles peuvent sonder les zones noires de l’Univers, l’intérieurs des étoiles à neutrons,
les trous noirs, et potentiellement remonter au tous premiers instants de l’Univers, une
fraction de secondes après le Big Bang). C’est aussi la raison pour laquelle elles sont si
difficiles à détecter !
Le pulsar binaire découvert par Hulse et Taylor en 1974 est la première preuve de
l’existence des OG (Taylor et Weisberg). Le 16 Septembre 2015, nous avons eu première
détection “directe” par Adv LIGO.
Slide 7: Quels sonts les effets des ondes gravitationnelles et comment peut ont les
détecter?
Les OG modifient la structure de l’espace-temps. Une OG passant entre deux masses
change la distance entre elles. En alternance, il y a contraction et élongation dans des
directions perpendiculaires, et selon deux polarisations (FILM).
L’effet que l’on cherche a mesurer est extrêmement petit. Par exemple, la fusion de deux
étoiles à neutrons dans l’amas de Virgo correspond a une différence absolue de longueur
de 10^(-21).
Slide 8 : Cette propriete de contraction et d’elongation des distances est a la base de
l’interferometrie laser. FILM detecteur.
Slide 9 : réseau de détecteurs.
Slide 10: Maintenant revenons sur la découverte du 16 septembre.
Il s’agit de la première détection ``directe’’ d’une onde gravitationnelle
Mais c’est aussi aussi : la première observation directe d’un trou noir (observation de
l’oscillations du trou noir par opposition a l’observation de l’influence du trou noir sur
le gaz environnant); la première observation directe d’un système binaire de trous
noirs ; et la preuve que ces systèmes peuvent fusionner pendant le temps de Hubble.
C’est l’événement astrophysique le plus énergétique jamais observé.
- ~ radiation gravitationnelle de 3 masses solaires en ~0.2s
- Au maximum de l’émission : 3.6 1056 erg/s! (plus de 10 fois la luminosité de
toutes les étoiles et toutes les galaxies de l’ensemble de l’Univers observable)
Slide 11: Comment sait-on qu’il s’agit de deux trous noirs ?
La coalescence comprend 3 phases. La phase spirale quand les trous noirs sont encore
assez eloignes (avant la derniere orbite stable) et se rapprochent par perte d’energie
gravitationnelle, la fusion et l’oscillation du trou noir final (ringdown).
Nous avons observe 8 cycles entre 35 et 150 Hz pendant la phase spirale. La vitesse a
atteint une fraction non negligeable de la vitesse de la lumiere et la separation etait de
seulement quelques centaines de kilometres. Seuls des trous noirs sont assez compacts
pour etre si proches.
Les mesures de la masse et de la ``chirp mass’’ à partir du maximum de la fréquence et
de la dérivée de la fréquence donnent (>70 M) et 30 M .
Slide 12: (LIRE)
Le signal a d’abord ete identifie par un programme d’analyse des donnees generique, qui
ne fait aucune hypothese sur l’origine ou la forme du signal. Il s’agit d’identifier un excès
de puissance dans le plan temps/fréquence, en coïncidence dans les données des deux
détecteurs. La forme d’onde reconstruite est consistante avec un signal gravitationnel
commun dans les deux détecteurs (multidetector maximum likelihood)
La statistique de détection tient compte du rapport signal à bruit et de la cohérence
entre les sites (Ec est l’énergie cohérente entre les deux sites et En le résidu).
Slide 13: (LIRE)
Le signal gravitationnel de la coalescence de deux trous noirs est très bien modélisé
dans le cadre des théories post-newtoniennes (phase spirale), des théories
perturbatives (ringdown), et de la relativité numérique (fusion). Dans ces conditions, on
peut utiliser la méthode du filtre adapté.
On utilise une banque de modèles de formes d’ondes et pour chaque template et chaque
détecteur, on calcule le rapport signal à bruit. On retient les evenements pour lesquels
on a une adéquation de 90% et on sélectionne ensuite les évènements en coïncidence
dans les deux détecteurs (délais <15 ms pour le même ``template’’ ). On effectue enfin
des tests d’adéquation entre les données et le ``template’’ (chi-squared, goodness of fit)
qui permettent de supprimer les valeurs élevées du SNR dues au bruit non gaussien
Slide 14:
FILM sur la method du filter adapte et template banque (noter que l’on a peu de
template pour les paramètres de GW150914).
Slide 15:
L’étape suivante consiste a regarder le degré de significance (je ne sais pas si ça se dit
comme ça en francais ?!)
C’est le taux auquel le bruit du détecteur produit des évènements avec une statistique de
détection supérieure à celle du candidat (background). La difficulté est qu’il n’y a pas de
``null stream’’ (il est impossible de masquer la sources, les détecteurs réagissent aux
ondes gravitationnelles qui arrivent de partout) et aussi que le bruit est non stationnaire
et non Gaussien.
On utilise des techniques de ``time-shift’’ pour produire de nouveaux échantillons. Cette
method conduit à une surestimation du background (OG toujours présente dans les
données time-shiftées).
Slide 16: description.
Generic/Match filtering.
Histogramme=background
GW150914 tres eloigne du background dans les deux cas.
Sigma ~5.
Si question: Generic search: 3 classes based on time frequency morphology: C1=known
populations of noise, C3=frequency increaes with time, C2=all others.
Slide 17:
Avant de parler de “détection” la qualité des données a été minutieusement examinée.
(LIRE)
On a verifie que les détecteurs etaient stables pendant plusieurs heures autour de
GW150914 (pas de vetoe). La sensibilité moyenne et le ``background’’ sont typiques de
la période totale analysée (12/09/2015-20/10/2015)
On a procédé à une étude exhaustive des bruits instrumentaux et environnementaux
(magnétiques, fréquences radio, acoustiques…) et aussi regardé d’autres sources de
bruit (activité humaine, météo, avions…)
Slide 18:
Illustration dans le domaine temps/frequence. Différence entre le signal observé et un
bruit typique. Jamais dans les données de la première génération on a vu quelque chose
qui ressemblait au signal de gauche.
Slide 19:
Voici pour le meilleur argument qu’il s’agit bien d’un signal gravitationnel. Les figures du
haut représente le signal observé à Hanford et à Livingston. Sur les figures du milieu
nous avons le signal reconstituté à partir des templates ou a partir d’une combinaison
d’ondelettes (sine Gaussiennes) , et le modèle donné par la relativité numérique.
L’adéquation est meilleure que 90%. Les figures du bas est le résidu.
Slide 20:
Un autre travail important, après la detection a ete de retrouver les parametres de la
source à partir de méthodes bayésiennes (Markov Chain, Nested sampling). Nous avons
obtenu de très bonnes contraintes sur les masses
Nous avons une mesure de la distance de luminosité mais pas du redshift.
La localisation dans le ciel est encore tres imprecise (600 deg2 ) mais lorsque Virgo sera
opérationnel, nous attendons une amélioration d’un facteur 10.
Nous avons aussi tenté d’estimer le taux de coalescences de trous noirs (c’est un objectif
assez ambitieux avec un seul évènement !). Avant GW150914 nous avions un intervale
entre 0.1-300 Gpc-3 yr-1. Nous avons toujours une grande incertitude mais nous pouvons
exclure les valeurs les plus pessimists.
Slide 21 :
Quelques mots sur les conséquences en astrophysique.
D’abord cette détection a été une grosse surprise. Nous ne nous attendions pas à ce
qu’elle se produise si tôt, et les masses observées sont supérieures au masses mesurées
pour les LMXBs. Des trous noirs avec des masses aussi élevées ne peuvent avoir été
formées que dans un milieu faiblement métalliques. (vent solaire et perte de moment
angulaire réduits)
Trois scenarios d’évolution ont été proposés.
Le systeme binaire de TN a ete formes a partir de l’evolution d’etoiles massives deja en
systeme binaire, soit dans l’Univers proche, avec un delai entre la formation et la
coalescence court, soit a grand redshift avec un delai plus long.
La troisieme possibilite est la capture dynamique de deux trous noirs formes
separement, dans un environnement dense (la ségrégation de masse fait migrer les
trous noirs vers le centre ou la densité permet des interaction a 3 corps et la formation
de couples). Le spin est compatible avec les deux scénarios. Dans le futur, une mesure
de précession indiquerait une formation dynamique.
Slide 22:
Pas le temps. Gauche métallicité (dispersion) en function du redshift. On peut avoir des
milieu peu metalliques meme a faible redshift (scenario delais courts).
Droite: mass maximale des trous noirs en function de la metallicite avec un fort et un
faible vent stellaire. Les bandes horizontales indiquent les masses détectées (avec
erreurs).
Slide 23:
Cette première détection a permis les premiers tests de la RG en champs forts et nous
n’avons mis en évidence qucune violation de la RG
Les formes d’ondes retrouvées sont en accord avec les prédictions de la RG (~94%)
Les Masses et spins mesures du trou noir final sont en accord avec les valeurs calculées
avec la RG.
Nous avons obtenu les premières contraintes dynamiques sur les séries postnewtoniennes et aussi sur la la masse du graviton (ou longueur d’onde compton ; terme
supplémentaire dans la phase)
Slide 24:
Illustration: écart par rapport a la RG pour les differents orders PN.
Amélioration de plusieurs ordres de grandeur par rapport à la derivée de la période des
pulsars pour PN>0 (la les pulsars font mieux parce que les effets relativistes sont peu
important et que l’on observe depuis beaucoup plus longtemps). Pas de mesure pour le
coefficient 2.5PN a cause d’une dégénérescence avec la phase de référence.
Slide 25:
Illustration masse du graviton (pas le temps)
Slide 26:
En plus de la detection de sources individuelles, la superposition des systèmes de trous
noirs non résolus forment un fond. Ce fond (population à grand redshift) est
complémentaire des sources individuelles (proches).
Gauche :
Omega=paramètre de densité d’énergie.
Ligne bleue continue=fond total pour des sources avec les meme masses que
GW150914
Ligne bleue discontinue=fond résiduel après soustraction des sources détectées avec la
sensibilite nominale.
Zone rose : erreur sur le taux.
Coubes noires : sensibilité pour O1, O2 et O5 (si le spectre omega est tangent a ces
courbes il peut être détecté avec sigma=1).
Droite: évolution du rapport signal à bruit.
Le fond gravitationnel pourrait être détecté par des techniques de cross-correlation
avant que la sensibilité nominale ne soit atteinte.
Remarque importante: il est possible qu’une population de trous noirs de masses plus
petites, trop faibles pour être détectées individuellement, apporte une contribution
importante au fond stochastique.
Slide 27:
Beaucoup d’autres détections sont attendues avec d’importantes conséquences en
physique fondamentale, astrophysique et cosmologie. Nous avons publié l’analyse de
seulement~1/3 de O1 pour des masses <100 M.
Parmi les résultats les plus importants, il y aura les tests de RG en champ fort, la
reconstruction de la distribution de la masse des trous noirs et son évolution avec le
redshift (avec les sources individuelles et le fond stochastique), les contraintes sur
l’évolution des étoiles massives, l’étude de l’énergie noire (les binaires sont des
chandelles standards et avec les OG on a une mesure de la distance de luminosite- pas
besoin de calibrer avec des sources proches comme pour les supernoves). On ne
s’attend pas a avoir une contre-partie optique avec les trous noirs mais ce sera le cas
pour les etoiles a neutrons et leur detection marquera le debut de l’astronomie
multimessager.