Le projet Virgo a pour but la détection les ondes gravitationnelles et de phénomènes extrêmes encore cachés de l’Univers 

    La relativité générale d’Einstein prévoit de nouveaux phénomènes dans les champs de gravitation intense, comme ceux qui accompagnent la collision de trous noirs. La relativité générale indique aussi le messager adéquat pour les observer : les ondes gravitationnelles.  Advanced Virgo est une antenne conçue pour détecter leur passage. Couplée aux antennes advanced LIGO et GEO6000, elle permet de tracer la direction d’origine du rayonnement. Ces quatre antennes travaillent en collaboration très étroite. Advanced Virgo, en cours de construction, devrait être opérationnelle en 2016. Elle sera 10 fois plus sensible que Virgo, qui était en fonction en 2009. Virgo était en mesure d’observer une coalescence d’étoiles à neutrons à 15 millions d’années lumière. Advanced Virgo  pourra sonder un volume d’Univers 1000 fois plus important. A Nice, ARTEMIS est chargé de fournir le laser de haute puissance et grande stabilité à Ad Virgo. Nous effectuons aussi la modélisation des antennes gravitationnelles. En informatique et en mathématiques, nous étudions les données et sources de bruits. En physique expérimentale nous cherchons à comprendre, modéliser et améliorer les performances des antennes de générations futures. Nous étudions aussi les sources d’ondes gravitationnelles d’un point de vue théorique ; L’antenne Virgo est construite à coté de Pise par un consortium franco-italien CNRS-INFN, dans l’Observatoire Européen de Gravitation (EGO). Pour en savoir plus vous pouvez visiter le site de la collaboration Virgo : http://www.virgo.infn.it, ou consulter les pages grand public sur Virgo et les ondes gravitationnelles. Le développement d’Advanced Virgo offre des opportunités intéressantes aux étudiants qui souhaiteraient faire une thèse dans le domaine de la théorie de la gravitation, celui des lasers, ou de l’analyse de données. Si vous souhaitez travailler sur Virgo, n’hésitez pas à contacter Nary Man. Notre groupe ARTEMIS est à l’origine de la collaboration Virgo, qui réunit aujourd’hui une centaine de chercheurs autour de la détection les ondes gravitationnelles. Alain Brillet raconte la naissance de Virgo, ici I- Contributions d’Artemis à Virgo  Le groupe Virgo d’Artemis a six axes d’activité essentiels pour l’antenne : Le développement de techniques d’asservissement sur les lasers de haute puissance. L’équipe a une longue expertise sur plusieurs types de lasers (He-Ne, Argon, colorant, dimères) et enfin lasers à solides Nd:YAG et Nd:YVO4 pour Virgo. Artemis a réalisé le système d’injection de Virgo qui fournit le faisceau laser à l’interféromètre. Les caratéristiques obtenues aujourd’hui sont plus élevées que les spécifications requises sur toute la gamme de fréquence.  Le système d’injection comprend un laser de puissance dont la stabilité en fréquence est optimale. Ses fluctuations résiduelles de fréquence, d’amplitude, de pointé de faisceau, sont filtrées par la propagation dans un résonateur optique long de 144 m (Cavité de filtrage de mode). Un effort important a été consacré au développement des systèmes de contrôle pour le maintien de la résonance, de l’alignement de l’interféromètre et à la réduction des différents bruits (amplitude, fréquence, répartition d’énergie du faisceau...) afin de remplir le cahier des charges de VIRGO.  Actuellement une R&D de contrôle et de stabilisation des paramètres d’un laser à fibre de puissance est en cours sous la diection d’ Alain Brillet, dans le cadre de la diminution du bruit de photons dans la future antenne Advanced Virgo. La théorie et la modélisation de l’instrument.  La théorie des interféromètres destinés à la détection d’ondes gravitationnelles a été faite pour différents designs par Jean Yves Vinet, qui a ensuite étudié l’ensemble de l’optique de Virgo : diffraction, modes de propagation, miroirs réels, lumière diffusée, problèmes liés au chauffage des miroirs, bruit thermique des miroirs, bruits thermoélastiques, fonctions de modulation et de transfert, méthodes mathématiques. Le document « Virgo Physics Book » rassemble tous ces travaux de modélisation (ttp ://wwwcascina.virgo.infn.it/vpb/ ) à l’usage des nouveaux collaborateurs. En ce qui concerne le bruit thermique, il a été montré recement que l’utilisation de mode de Laguerre-Gauss d’ordre élevé ((5,5) par exemple) permet de réduire le bruit thermique d’un facteur de l’ordre de 5, donc de gagner 2 ordres de grandeur en sensibilité. La stabilité optique d’un interféromètre fonctionnant sur ce régime est en cours d’étude. Le développement d’outils d’analyse et de contrôle de Virgo. Il a été montré que la représentation des éléments optiques par des opérateurs linéaires permet de construire l’opérateur global de l’instrument, qui donne ainsi mécaniquement les fonctions de transfert et le rapport signal/bruit. On a pu tirer de ce modèle une méthode numérique de calcul de fonctions de transfert pour les bruits et le signal, qui a donné lieu à un code de calcul dénommé « JAJY ». D’autre part, a été créé un logiciel diffusé ensuite dans tous les groupes homologues Américains, Allemands, Australiens, et qui a aidé à définir un cahier des charges pour les miroirs de Virgo. Ce logiciel, à présent dénommé « DarkF » a été enrichi, complété et modernisé à ARTEMIS et est maintenant employé intensivement pour étudier les configurations futures de Virgo. Dans le cas d’Advanced Virgo DarkF est utilisé pour définir les exigences sur les miroirs dans le groupe simulation. L’étude et le traitement des signaux attendus. Le groupe contribue à la production d’outils d’analyse pour la caractérisation du "bruit" de l’appareil et d’algorithmes en vue de la détection des ondes gravitationnelles, et des filtres optimaux sont recherchés pour differents types de sources, comme le bruit de fond stochastique.Un important travail est effectué en collaboration avec les autres antennes (Tania Regimbau et le LIGO/VIRGO Joint Analysis Group) pour valider les méthodes de détection par injection de signaux factices simulés, dans la chaine de données. et des filtres optimaux sont recherchés pour differents types de sources, comme le bruit de fond stochastique.Un important travail est effectué en collaboration avec les autres antennes (Tania Regimbau et le LIGO/VIRGO Joint Analysis Group) pour valider les méthodes de détection par injection de signaux factices simulés, dans la chaine de données. La modélisation de sources astrophysiques. La modélisation de sources astrophysiques susceptibles d’émettre un rayonnement gravitationnel détectable est menée par l’équipe de théoriciens astrophysiciens afin d’apporter des informations nécessaires à la séparation des signaux utiles du bruit. Dans le cas de trous noirs de plusieurs dizaines de masses solaires a été développée une méthode de calcul basée sur la théorie « Effective One Body » pour des trous noirs sans spin de 10 à 50 masses solaires. Un réseau de « patrons » d’évènements de ce type a été réalisé en échantillonnant les paramètres et implanté dans le « pipe-line »de traitement de données de Virgo. De nombreux travaux ont été menés sur les sources les plus attendues (les binaires de neutrons) et le bruit stochastique formé par l’adddition de très nombreuses sources : magnétars, pulsars, systèmes doubles, bruit de fond cosmologique. Depuis 1993, date de la construction de Virgo sur le site de Pise, le groupe a rejoint rejoint Nice en 1999 et prend part à la contruction de Virgo comme responsable de plusieurs sous systèmes. Les membres de l’equipe Virgo d’Artemis participent à la prise de donnée sur la site de Pise. II- Analyse des données A- Modélisation de sources Les sources d’ondes gravitationnelles peuvent être classées en quatre catégories, chacune avec ses méthodes de détection spécifiques.   Figure 1  : Pop II core collapse by courtesy of Marasi et al. ; supernovae by courtesy of Howell et al. ; others from Regimbau et al.               - Les sources périodiques : ce sont des sources à longue durée de vie et dont le signal ne varie pas ou très peu pendant le temps d’observation. Dans la bande de fréquence des détecteurs terrestre, il s’agit typiquement d’étoiles à neutrons en rotation (pulsars) ou de low mass X ray binaries dont l’émission gravitationnelle est entretenue par l’accrétion de matière. Pour les pulsars, deux types de recherche sont envisagées : une recherche des pulsars connus et une recherche aveugle sur tout le ciel dans le domaine des fréquences.  - Les sources binaires : il s’agit de systèmes denses composés de deux étoiles à neutrons, une étoile à neutrons et un trou noir ou deux trous noirs. On distingue trois phases, la phase spirale (les étoiles tournent l’une autour de l’autre et l’orbite se rétrécie par émission gravitationnelle), le collapse (les deux étoiles fusionnent) et le ringdown (oscillations du trou noir final).La forme d’onde étant très bien modélisée pendant la phase spirale, au moins jusqu’à la dernière orbite stable et pendant le ringdown, la méthode de détection optimale est celle du filtre adapté.   Figure 2 : time series of the extra galactic population of double neutron stars up to z=0.5 viewed with different detector low frequency cutoff.                 - Les sources impulsionnelles : on range dans cette catégorie toutes les sources dont le signal n’est pas bien modélisé, par exemple les supernovae. Les méthodes de détections consistent à rechercher en coïncidence dans plusieurs détecteurs, ou en coïncidence avec d’autres phénomène observables au moyen d’autres messagers (neutrinos, GRBs…), un pic d’amplitude, dans le domaine temporelle, des fréquences ou temps-fréquences.  - Le fond gravitationnel stochastique : c’est la superposition de toutes les sources non résolues. On distingue deux contributions, le fond stochastique cosmologique créé aux tout premiers instants de l’univers (au moment de l’inflation par des fluctuations quantiques de champs, par des cordes cosmiques qui émettent des ondes gravitationnelles en oscillant et diminuant de longueur, pendant des transitions de phases quand les bulles de la nouvelle phase accélèrent et entrent en collision) souvent vu comme le Graal de l’astronomie des ondes gravitationnelles puisqu’il permettrait de remonter à une fraction de seconde seulement après le Big Bang, et la fond stochastique astrophysique, formé plus récemment , depuis le début de l’activité stellaire.Le fond gravitationnelle stochastique pouvant être confondu avec le bruit de fond de l’instrument, les méthodes de détections consistent à corréler entre eux un ou plusieurs détecteurs pour se débarrasser du bruit et récupérer le signal commun.  Dans Artemis, nous sommes impliqués la modélisation du fond stochastique astrophysique (Figure 1), l’analyse des données du fond stochastique, et mettons au point une méthode pour détecter les régimes non Gaussiens (quand le nombre de sources qui se superposent est faible). Par ailleurs, nous nous intéressons aux sources binaires, dans le cadre du détecteur de troisième génération Einstein Telescope. Nous utilisons des méthodes de Monte Carlo pour étudier les propriétés statistiques du signal produit par la population extragalactique des binaires compactes et étudions des méthodes de détection permettant d’extraire des sources individuelles du bruit de confusion (Figure 2) B- Traitement du signal Notre ambition scientifique commune concerne le traitement de données bruitées et la gamme de nos travaux va de la conception de méthodes nouvelles à la mise en oeuvre effective sur des données réelles. Celles-ci peuvent provenir de deux grands champs de la physique classique, la turbulence, à laquelle s’intéresse l’un d’entre nous, et la gravitation, sur laquelle porte l’effort collectif. Précisément il s’agit alors de la détection d’ondes gravitationnelles, prédites par les diverses théories relativistes de l’espace-temps et de la matière. Nous allons voir pourquoi réussir la détection d’un événement avec un bon indice de confiance est un défi posé aux mathématiques appliquées, à la physique appliquée et à l’art de l’ingénieur.   Traitement des données : du filtre adapté aux méthodes robustes Du point de vue du traitement des données, on peut diviser le problème de la détection des ondes gravitationnelles en deux cas de figures. S’il existe des modèles physiques fiables de la source de rayonnement gravitationnel (et donc du profil de l’onde qu’elle produit), les techniques de filtrage adapté sont optimales (sous hypothèses nominales pour le bruit). C’est le cas pour les binaires spiralantes (d’étoiles à neutrons ou trous noirs) pour lesquelles on dispose d’approximations post-newtoniennes des profils. Récemment, plusieurs théoriciens se sont efforcés d’améliorer ces approximations et le groupe Signaux a effectué le travail d’adaptation et de programmation nécessaire pour incorporer ces résultats (en particulier les profils prédits par les méthodes « Effective One Body ») dans les bibliothèques logicielles de Virgo et projette un même travail pour les profils issus des méthodes perturbatives (« Close limit ») décrivant les derniers instants de la coalescence. Dans ce cadre spécifique, une analyse a été effectuée pour optimiser la sensibilité des futures évolutions de Virgo (i.e., dans quelle bande de fréquence on doit préférentiellement diminuer le bruit). Pour de nombreuses autres sources, on ne dispose pas de description précise et/ou complète du profil de s ondes espérées. On est alors conduit à considérer des classes nouvelles de détecteurs robustes vis-à-vis de ce manque d’information. Les méthodes temps-fréquence sont des outils utiles à l’obtention de tels détecteurs. C’est ce qu’exploite le groupe Signaux pour le cas où le signal visé est un "chirp" (sinusoïde modulé en fréquence) dont on connait partiellement la loi d’évolution de la fréquence versus temps. Ci-dessous, une représentation temps-fréquence d’un chirp gravitationnel.   Bruit de Virgo : non-stationarité et non-gaussianité L’interféromètre Virgo est un instrument complexe. Plus de 1500 canaux sont prélevés en permanence pour connaître l’état de fonctionnement de l’antenne et donner des renseignements sur son environnement (sismique, acoustique, magnétique, ...). Ceci motive la conception d’outils d’analyse spécifiques facilitant l’extraction d’information de la grande quantité de données. Le groupe Signaux s’intéresse en particulier à la caractérisation des bruits s’écartant sensiblement de l’hypothèse de stationnarité ou de gaussianité. A titre d’exemple, le spectrogramme (code de calcul développé par le groupe Signaux en collaboration avec d’autres équipes de la collaboration Virgo) représenté ci-dessous suivant un code de couleurs pour rendre l’intensité permet d’avoir un résumé de la variation temporelle du spectre de certains signaux-clef (ici, le port principal de sortie de l’interféromètre) sur une durée intéressante (ici, 3 jours) pour les personnes travaillant sur l’appareil.         III- Le projet Advanced Virgo           "Advanced Virgo" vise une amélioration d’un facteur 10 de la sensibilité de l’antenne. C’est à dire un facteur environ 1000 sur le volume de détection. Cette amélioration est indispensable pour permettre la détection de plusieurs sources par an. Le plan de transformation comporte deux étapes : Virgo Plus et Advanced Virgo.   Nombre d’événements attendus pour les binaires d’étoiles à neutrons par an pour un rapport S/B = 7 en fonction de la portée. L’augmentation de la portée de l’antenne d’un facteur 10 correspond à l’augmentation d’un facteur entre 100 et 10 000 du nombre de sources d’ondes gravitationnelles détectables par an. Ce taux permettra la validation rapide des modèles de fonctionnement de Virgo tout en apportant d’emblée des informations inédites sur l’Univers et son histoire.     Virgo+ La premiere étape de la transformation a commencé en 2008., et devrait durer jusqu’en 2015 . La puissance du laser a déjà été portée à 50 W. Elle doit encore être augmentée, et d’autres changements importnats sont programmés concernant les miroirs, le filtrage des signaux, un système de compensation thermique qui éleveront Virgo au niveau d’un détecteur de seconde génération. R&D pour Advanced Virgo  Dans l’étape suivante le stockage d’une puissance accrue dans les bras de l’interféromètre implique une puissance injectée de 200 W. L’injection laser traditionnelle doit être abandonnée au profit d’une nouvelle méthode d’injection par lasers fibrés mise au point à Nice. L’augmentation de la portée requiert aussi de nouvelles suspensions et le recyclage du signal de sortie. Artemis developpe en outre le projet "Qurag" qui vise à comprendre et mesurer, pour le maitriser ensuite, le bruit dû à la pression de radiation sur des miroirs suspendus éclairés par un laser très intense. Cette R&D est importante pour les futures générations de Virgo (comme le projet européen Einstein Telescope) et met en jeu de l’instrumentation optique ainsi qu’une compréhension approfondie des phénomènes quantiques. Le programme de recherche se scinde en deux parties : La première consiste à démontrer l’efficacité des modes d’ordres supérieurs répartissant mieux l’énergie lumineuse sur le miroir, pour réduire le bruit thermique des miroirs. A terme, le but est de concevoir un système efficace de génération et de contrôle des modes supérieurs de propagation et les faire résonner dans des cavités optiques. La deuxième partie est en rapport avec l’observation du bruit quantique de pression de radiation qui est le cœur même du projet et qui pourra pleinement profiter du système décrit plus haut. Il s’agira de construire un interféromètre de Michelson suspendu ainsi que le système cryogénique correspondant (pour baisser le bruit thermique qui est en T 1/2).  IV- Equipe VIRGO   Participants :   BARDHO Onelda (Doctorant) BOER Michel (DR) BOGAERT Gilles (CR) BONDU François (DR) BRILLET Alain (DR) CLEVA Frédéric (IR Optique) COULON Jean-Pierre (IR Electronique) DERELI Hüsne (Doctorant) FOURNIER Jean-Daniel (DR) GENDRE Bruce (Associé) HEITMANN Henrich (IR) IMPENS François (CR) KÉFÉLIAN Fabien (MC) MAN Catherine Nary (DR) MARTELLINI Lionel  MEACHER Duncan (Doctorant) MERZOUGUI Mourad (IE) PICHOT DU MEZERAY Mikhaël (TE) REGIMBAU Tania (CR) SIELLEZ Karelle (Doctorant) TURCONI Margherita (IE) VINET Jean-Yves (DR) V- Faits, dates et questions L’espace-temps dans lequel nous vivons n’est pas euclidien. Sa structure est plus complexe, et sa géometrie peut être localement courbée. Des variations temporelles de cette courbure pourront pour la première fois être mises en évidence directement par les instruments les plus sensibles jamais réalisées : Virgo, Ligo, GEO, Tama ... Comment marche Virgo ?     Virgo est un interféromètre ultra sensible qui compare en permanence le temps mis par la lumière pour parcourir ses deux bras, longs de 3 km. Une onde de gravitation arrive sur la Terre, fait vibrer l’espace d’abord sur le trajet d’un faisceau de Virgo, puis sur l’autre. Les variations de longueur des bras induisent des variations d’intensité lumineuse dans le détecteur de lumière, qui permettent de reconstituer la forme de l’onde. Sur les 3 km de distance, la différence de distance à mesurer est de l’ordre de 10-18 mètres ! LPour être capable de cet exploit il faut éliminer toutes les sortes de causes de bruit : variation de position des miroirs (courants d’air et surtout tremblements), grâce des isolants sismiques, déformations dues à leur échaufement, bruit dû à la mesure elle même ... Il faut aussi être capable de créer des faisceaux très stables en fréquence et en puissance.  La stabilité du laser, la qualité des miroirs, les bruits laser, la pression de radiation, le mode cleaner, le recyclage de puissance sont des points critiques ... Les idées sur ces questions sont venues progressivement, depuis les années 1980, puis depuis la décision de construire Virgo en 1985 en réunissant les groupes Français et Italiens qui possèdaient des compétences complémentaires. VIRGO en chiffres : Longueur de chaque tuyau de l’antenne Virgo : 3 km Longueur équivalente avec réflexions multiples sur les miroirs du Fabry Perot : 150 km Tuyau optique diamètre 120 cm maintenu sous ultravide de 10-10 mbar et stabilisation de la température du tuyau à 0.1 K près. Alignement des miroirs à 10-18 m, et à 10-9 rad près Poli des miroirs : rugosité de 0.1 nm sur plus de 350 mm de diamètre Contamination particulaire sur la surface des miroirs : inférieure à 1 ppm. Laser source Nd : YAG à 1064 nm monomode de puissance 10 W Puissance dans le Fabry Perot 1 kW. Température du détecteur -253°C pour diminuer un bruit proportionnel à T. Amplitude des variations apparentes de longueur 10-18 mètre autour de 500 Hz. À cette fréquence, sensibilité de Virgo 10-21 à 10 Hz et de 10-23 à 1 kHz. Dates Pré études démarrées indépendamment à Orsay sur les lasers (1979 - 1985) et Pise sur les suspensions antisismiques (1980 - 1987) 1985, Alain Brillet et Alberto Giazotto décident d’associer les efforts français et italiens dans un projet commun. En mai 1989 le proposal Virgo est soumis au CNRS età l’INFN. Il est signé de 47 personnes, théoriciens et astrophysicens, et expérimentateurs, surtout d’Orsay, Pise, Naple, Salerne. Décision de construire Virgo 27 juin 1994 VIRGO est réalisé par un consortium franco-italien CNRS-INFN, dans l’Observatoire Européen de Gravitation EGO, construit à coté de Pise et inauguré le 23 juillet 2003. Une centaine de chercheurs travaillent pour VIRGO. 2009 : run durant 3 mois avec les specifications nominales.  Advanced Virgo, en cours, a pour but d’augmenter la sensibilité d’un facteur 10, pour augmenter le volume de détection d’un facteur 1000.   Autres installations : Les Etats-Unis ont un projet appelé LIGO avec des bras de 2 km et une autre installation avec un bras de 4 km. Les observations ont commencé en 2010. Les japonais ont un projet TAMA avec 2 bras de 300 m, et en Allemagne le projet Geo a des bras de 600 m.