Après LISA-Pathfinder, LISA pourrait nous apporter une très riche moisson d’ondes gravitationnelles

L’espace-temps forme un tout solidaire ce qui implique que toute perturbation gravitationnelle s’y répercute mais son tissu est tellement stable et gigantesque que seules les plus grosses perturbations, des distorsions provenant de très grosses masses en accélération, générant de fortes ondes gravitationnelles, y peuvent être perçues, sous forme d’oscillations de très petites amplitudes. Depuis qu’on a pris conscience de la probabilité de l’existence de l’espace-temps et de ses propriétés (Albert Einstein puis Felix Pirani et Hermann Bondi), on a cherché à les vérifier en tentant d’observer ces ondes qui en sont une forme d’expression. Sur Terre on a conçu et réalisé les interféromètres LIGO* et Virgo*, dans l’espace on prépare LISA* (projet ESA avec la collaboration de la NASA) à l’horizon des années 30. Le satellite LISA-Pathfinder (ESA) en a testé des aspects essentiels en 2016 ; il est son précurseur.

*LIGO = Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (aux Etats-Unis, deux installations, en Louisiane et dans l’Etat de Washington) ; *Virgo = un interféromètre de même type, situé en Europe, à Cascina, près de Pise ; *LISA = Laser Interferometer Space Antena. LISA est une entreprise internationale avec une contribution majeure de la France ; pour ce pays, un participant essentiel est le Laboratoire Astroparticule et Cosmologie (CNRS/Université Paris Diderot/CEA/Observatoire de Paris) avec le soutien du CNES. Il y a aussi une contribution suisse prévue (à confirmer), notamment via l’Université de Zurich et l’ETHZ (voir ci-dessous).

Les avantages du milieu spatial par rapport au support planétaire sont (1) l’absence de bruits parasites provenant de ce support ; (2) les très grandes dimensions pouvant être données à la structure du détecteur, ce qui permet de réduire l’importance relative des « bruits » et d’observer des ondes de beaucoup plus grandes longueurs ; (3) une capacité de détection des origines très affinée par rapport à celle des capteurs terrestres*. LISA est donc porteur d’un grand espoir d’autant que l’expérience de LISA-Pathfinder a été très positive.

*sur Terre les ondes gravitationnelles (“OG”) détectées sont de très courte durée et il faut donc plusieurs détecteurs (2 LIGO + 1 Virgo +…) pour effectuer une triangulation permettant d’en déduire la direction d’origine. Dans l’espace, les trois bras de LISA constituent deux détecteurs de Michelson indépendants ce qui donne très vite une première estimation de la direction. Ensuite, les OG étant observées sur une longue durée (semaines, mois), la rotation de LISA autour du Soleil permet d’affiner cette triangulation.

Les ondes gravitationnelles ne sont pas des ondes électromagnétiques mais elles sont suscitées par des événements qui peuvent générer également de telles ondes ; Leur spectre couvre une très large étendue de longueurs d’ondes. LISA opérera entre 0,1 millihertz (mHz) et 0,1 Hz, donc sur des longueurs beaucoup plus grandes (et des fréquences beaucoup plus basses) que LIGO ou Virgo (10 Hz à 1kHz) ; c’est la bande de fréquences qui semble la plus riche en ondes gravitationnelles.

Le « détecteur » (difficile de parler d’un télescope pour un instrument ne recueillant pas de signaux sur un miroir) sera constitué de trois « bras » de laser à partir de trois jeux de deux masses inertielles enfermées dans des satellites situés à égale distance, au sommet de chaque angle d’un triangle à peu près équilatéral (il évoluera régulièrement dans le temps, sur une période de 12 mois, à cause de la trajectoire des satellites). Ces bras qui auront pour objet de mesurer les variations de distance entre les masses-témoins en chute libre et suivant une trajectoire purement gravitationnelle à l’intérieur des satellites, seront extrêmement longs, 1,5 million de km, ce qui permettra une sensibilité beaucoup plus forte aux ondes gravitationnelles que les interféromètres terrestres. Cela est nécessaire car les signaux attendus sont extrêmement petits (la taille d’un noyau d’hélium au bout de la longueur d’un des bras de l’instrument). A noter que, puisque les variations de distances dues aux ondes gravitationnelles sont de l’ordre de quelques dizaines à quelques milliers de secondes, l’évolution périodique de la longueur des bras de laser mentionnée plus haut, ne présentera pas une difficulté insurmontable. Le triangle de LISA suivra la Terre sur son orbite à une distance de 50 millions de km, et fera un tour complet autour de son propre centre pendant cette année. Il sera incliné sur l’écliptique selon un angle constant de 60°, déterminant ainsi un cône tronqué autour du Soleil. Les trois satellites seront « liés » entre eux par six rayons laser (deux à partir de chacun des satellites vers chacun des deux autres). Le système LISA est donc très voisin de celui des interféromètres terrestres, il est simplement beaucoup plus étendu. Tout passage d’une onde gravitationnelle suffisamment puissante pour passer au-dessus du seuil de bruit, allongera ou rétrécira la distance entre les satellites. Le “temps de vol” des photons des lasers y est sensible. On aura donc une mesure de la dilatation/contraction de l’espace-temps. Cela est possible car la vitesse de la lumière est constante. Selon l’importance et le lieu de la déformation on aura en plus, la force du signal et la direction de sa provenance ; selon la durée de sa répétition et sa forme, on pourra savoir si la source est un événement unique ou un phénomène continu.

LISA-Pathfinder a été un test de la faisabilité de LISA. Une sorte de modèle réduit avec des performances attendues moindres mais significatives (un ordre de grandeur en performance et trente en fréquences). Il a été lancé en 2015, positionné au point de Lagrange L1 en janvier 2016 et a terminé sa mission en juillet 2017. A son bord, le LTP (Lisa Technology Package) a testé avec satisfaction que les caractéristiques de bruits d’origines non gravitationnelles (vent solaire, pression de radiations) affectant deux cubes en or et platine de 1,96 kg et 46 mm de côté (métaux choisis pour leur susceptibilité magnétique très réduite) en chute libre à l’intérieur du satellite, étaient largement compatibles (suffisamment faibles) avec la possibilité de détecter des ondes gravitationnelles. Le DRS (Disturbance Reduction System) a vérifié l’adéquation des micropropulseurs* devant compenser l’ensemble des forces non gravitationnelle s’exerçant sur le satellite.

*deux systèmes ont été utilisés alternativement, l’un fourni par l’ESA, fonctionnant avec des gaz froids (comme pour Gaia), l’autre par la NASA, fonctionnant avec des colloïdes.

L’ensemble du dispositif est parvenu à obtenir une précision dans la mesure de la distance entre les deux masses tests de 30 millionièmes de milliardièmes de mètres (30 femtomètres) et à limiter l’accélération relative des masses témoins à 2 femtomètres par seconde au carré, soit 20 fois mieux que celles attendues et en deçà de ce qui est requis pour LISA. Cela veut dire que toute onde gravitationnelle générant une accélération relative supérieure à l’amplitude de cette variation maximum, pourra être perçue. Cela souligne en même temps le caractère prodigieux des technologies utilisées pour contrôler (1) les forces externes susceptibles de modifier la trajectoire du satellite (pression de radiations) et (2) les forces internes, magnétiques et gravitationnelles c’est-à-dire celles qui résultent de l’attraction gravitationnelle du satellite lui-même (les forces de gravité que génèrent ses composants se compensent au niveau des cubes). Le passage d’une onde gravitationnelle doit allonger d’une longueur infime la distance entre les masses inertielles enfermées dans les satellites. Dans la configuration LISA il y aura une masse inertielle aux deux bouts de chaque rayon laser, dans LISA-Pathfinder, elles n’étaient séparées que de 38 cm, avec entre elles deux rayons lasers, reflétés par elles. Cela ne permettait pas la détection d’ondes gravitationnelles (distance trop petite) mais ce n’était pas l’objet à ce stade.

Après le succès de LISA-Pathfinder et surtout la première observation directe d’ondes gravitationnelles le 14 septembre 2015 par les deux capteurs de LIGO (fusion de deux trous noirs à plus de un milliard d’années-lumière de la Terre), la NASA qui avait quitté le projet en 2011 (début administration Obama) l’a rejoint à nouveau en 2016. L’ESA a sélectionné LISA en juin 2017 comme mission lourde (« L3 ») du programme Cosmic Vision, avec un lancement prévu en 2034. La mission qui doit durer 4 ans, est estimée à un milliard d’euros d’aujourd’hui pour l’ESA (et sans doute autant pour les contributions nationales).

Les ondes gravitationnelles sont extrêmement peu perturbées par la matière. Elles « passent partout », si l’on peut dire, et elles peuvent donc nous donner des informations non déformées sur les événements les plus lointains et les plus puissants. LISA le fera dans une partie du spectre différente de celle couverte par les interféromètres LIGO et Virgo au sol. Les sources privilégiées seront les fusions de trous-noirs supermassifs mais aussi les systèmes d’étoiles binaires ultra-compactes (à neutrons), les « EMRI » (systèmes de trous noirs).

On avance ainsi petit à petit dans un nouveau domaine, on pourrait dire une nouvelle dimension de l’exploration spatiale. Plus tard on continuera en utilisant les longueurs d’ondes encore inaccessibles (Pulsar Timing Arrays) pour rejoindre, tout au bout du spectre, l’observation de l’univers primordial effectuée aujourd’hui dans le domaine électromagnétique par le télescope Planck et au-delà même de ce que Planck peut voir, au-delà de la « surface de la dernière diffusion », avant le « temps de la recombinaison », lorsque les ondes électromagnétiques n’étaient pas encore libérées de la matière et que l’univers avait juste 380.000 ans d’existence.

Ces ondes gravitationnelles nous apporteront donc un complément d’informations extraordinaire en permettant de « voir » encore plus loin que (ou avant) les rayons électromagnétiques et aussi « voir » les phénomènes surpuissants de l’Univers sous un autre aspect que celui transmis par les ondes électromagnétiques. On parle d’« astronomie-multi-messager » et cette astronomie a de beaux jours devant elle. Maintenant, il faut construire LISA.

NB : ce texte a été revu (et quelque peu corrigé !) par (1) Eric Plagnol, physicien, chercheur émérite au CNRS, membre de l’équipe LISA/LISA Pathfinder au laboratoire Astroparticule et cosmologie (« APC »), responsable de la mission LISA Pathfinder pour la France jusqu’en 2015; par (2) Isabelle Petitbon, responsable programme Physique fondamentale au CNES.

Image à la Une: Vue d’artiste d’un des trois satellites composant LISA. On voit partir de ce satellite les deux rayons laser qui le relient aux deux autres. Les rayons partent de deux masses en chute libre à l’intérieur du satellite. Crédit AET/Mild Marketing/Exozet.

Image ci-dessous (1): parcours de LISA autour du Soleil, crédit ESA:

Image ci-dessous (2): Vue d’artiste de l’intérieur de LISA-Pathfinder (crédit ESA/ATG medialab) ou plus précisément, du LTP (voir ci-dessus). Vous remarquerez les deux rayons laser de l’interféromètre, chacun se reflétant sur l’une des deux masses (cubes) en chute libre. Ils relient l’une à l’autre par un jeu de 22 miroirs. Ces lasers avaient pour objet de mesurer très précisément les mouvements, la position et l’orientation des masses sans les toucher. De l’extérieur, LISA-Pathfinder ressemble beaucoup à l’un des satellites de LISA tel que représenté dans l’ “image à la Une”. Le “couvercle” est le panneau solaire nécessaire au fonctionnement du satellite.

Liens :

https://lisa.nasa.gov/

http://sci.esa.int/lisa-pathfinder/

https://www.ligo.caltech.edu/page/press-release-gw170817

http://www.virgo-gw.eu/

https://directory.eoportal.org/web/eoportal/satellite-missions/l/lisa-pathfinder

https://lisa-pathfinder.cnes.fr/

contribution suisse :

https://www.sbfi.admin.ch/dam/sbfi/fr/dokumente/factsheet_lisa_pathfinderaufdemweginsweltall.pdf.download.pdf/factsheet_lisa_pathfinderenrouteverslespace.pdf

https://www.erdw.ethz.ch/content/dam/ethz/special-interest/erdw/department/dokumente/news/2015/11/LPF_Faktenblatt_en.pdf

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Pierre Brisson

Pierre Brisson

Pierre Brisson, président de la Mars Society Switzerland, membre du comité directeur de l'Association Planète Mars (France), économiste de formation (Uni.of Virginia), ancien banquier d'entreprises de profession, planétologue depuis toujours.

3 réponses à “Après LISA-Pathfinder, LISA pourrait nous apporter une très riche moisson d’ondes gravitationnelles

  1. Permettez-moi quelques réflexions au-delà des futurs résultats qu’apportera la mission LISA dès 2034.
    La cosmologie est encore et toujours confrontée au dilemme de savoir si l’Univers est fini ou infini (et il n’est pas dit que l’on pourra jamais trancher la question !). On sait en tout cas qu’il est illimité, c’est-à-dire sans bornes, chose compatible aussi avec un Univers fini, qui pourrait encore avoir une topologie multi-connectée. Les OG (ondes gravitationnelles) de basses fréquences que l’on va pouvoir détecter dès le milieu des années 2030, ne permettront donc pas encore de trancher la question, même si elles pourront provenir effectivement d’au-delà de la limite absolue pour les ondes électromagnétiques, située à 380’000 ans après le Big Bang.
    Les LIGO et VIRGO sur Terre peuvent détecter des OG de fréquences comprises entre 1 kHz et 10 Hz, soit de longueurs d’onde comprises entre 300 et 30’000 km. Avec LISA, ce sera entre 0,1 Hz et 0,1 mHz, soit entre 3’000’000 km (0,02 UA) et 3 milliards de km ou 20 UA (1 unité astronomique vaut quelque 150 millions de km). Il faut remarquer que cette dernière valeur correspond à presque le diamètre de l’orbite de Saturne de 19 UA ; ces OG ont donc des longueurs d’onde de taille proprement « astronomiques » ! Avec des « bras » de 2,5 millions de km et sachant que les déplacements relatifs seront à mesurer à 20 pm près (1 picomètre vaut 1 millième de milliardième de mètre), la sensibilité phénoménale de LISA sera de l’ordre de 1 sur 10 à la puissance 20.
    L’une des tâches de cette expérience sera de donner une valeur du paramètre de Hubble, H, ‒ erronément appelé « constante de Hubble », Ho étant simplement sa valeur actuelle ‒, à 0,01 km/s/Mpc près (1 mégaparsec vaut 3 fois 10 à la puissance 22 mètres), et cela indépendamment des mesures de distances actuelles faites avec les supernovæ de type « Ia ». On parle bien de paramètre de Hubble, car on n’a pas affaire ici à une constante, ce paramètre étant, on le sait désormais, décroissant avec le temps qui passe, du fait de l’accélération, et non pas la décélération, de l’expansion de l’Univers (on sait maintenant qu’il existe une constante cosmologique, extrêmement faible, mais non nulle, de l’ordre de 10 puissance moins 52 mètres puissance moins deux). Ce paramètre décroissant entraîne alors l’accroissement progressif du « rayon de Hubble » (valant actuellement c/Ho, où c est la célérité de la lumière), délimitant l’« horizon des photons » qui s’éloigne lentement de nous.
    Ce sera au-delà de cet horizon, encore lointain, de l’ordre de 14,4 milliards d’AL (1 année-lumière vaut 10 mille milliards de km), et du fait de l’expansion du tissu spatial lui-même de l’Univers, que les galaxies les plus éloignées finiront par s’éloigner de nous (pour ne pas dire nous fuiront !) à des vitesses dépassant celle de la lumière et deviendront l’une après l’autre invisibles à tout jamais. Ce dernier horizon est actuellement encore situé au-delà de notre vue, car il est un peu plus grand que l’« horizon cosmologique » habituel qui nous entoure (soit un « rayon » de 13,8 milliards d’AL, qui vaut c fois l’âge de l’Univers, 13,8 milliards d’années) et qui va pourtant inéluctablement « rattraper » l’autre horizon dans un avenir lointain… Cela aura quelques conséquences intéressantes sur le contenu de l’Univers observable, centré sur la Terre, qui commencera dès lors à « se vider » littéralement, les galaxies lointaines échappant à notre regard, car transportées bien au-delà, à des vitesses au-delà de celle de la lumière !).
    Ces nouvelles mesures plus précises de Ho permettront en tout cas de trancher entre la valeur de 67,66±0,42 km/s/Mpc, trouvée par la mission du satellite PLANCK et celle de 72,5±2,3 km/s/Mpc trouvée par le groupe de collaboration H0LICOW, valeurs qui sont manifestement et nettement en désaccord pour des raisons encore inexpliquées. Mais je ne crois pas qu’elles permettront de mesurer le taux de variation de H lui-même avec le temps, qui est extraordinairement faible (actuellement de l’ordre de -0,45 Ho2), mais pourtant bien réel.

    1. Merci cher Monsieur de ces compléments d’information fort utiles. Il est particulièrement intéressant d’insister sur les longueurs d’ondes des OG de fréquences extrêmement basses.
      Les réflexions sur les dimensions de l’univers sont également passionnantes. On pourrait ajouter que si nous percevons les premiers photons qui ont été émis il y a près de 13,8 milliards d’années, l’origine de cette émission se trouve maintenant à une distance de quelques 42 milliards d’années-lumière du fait de l’expansion de l’univers.

      1. Vous avez tout à fait raison : ces 42 milliards d’AL correspondent à ce qu’on nomme l’« horizon des particules ». On ne multiplie plus la vitesse de la lumière par l’âge de l’Univers (13,787±0.020 milliards d’années), mais par le « temps conforme » qui est un multiple du temps cosmique (ou continu). Cela signifie seulement que ces objets sont « maintenant » situés à cette distance du fait de l’expansion du tissu de l’Univers, et seront bien sûr inaccessibles à jamais à nos yeux dans leur état « actuel ». Du fait qu’observer loin, c’est aussi observer dans le passé lointain, ces objets distants sont vus aujourd’hui dans leur état très ancien d’il y a quelque 13 milliards d’années, leur état « actuel », s’ils existent encore, ne nous sera jamais accessible, car ils sont déjà sortis de notre horizon.
        Il y a une question de compréhension qui m’amène à ajouter ceci : chaque année qui passe nous donne l’occasion de pouvoir éventuellement détecter de nouveaux objets lointains, car notre horizon cosmologique croît d’une AL chaque année et donc nous découvre de nouveaux objets éventuels de plus en plus primitifs. Cela continuera jusqu’au moment où cet horizon cosmologique rattrapera l’« horizon des photons » de la sphère de Hubble qui s’éloigne aussi, mais bien plus lentement. Du fait de la « constante cosmologique » non nulle et positive, Lambda (= 1,106 10 puissance ‒52 mètres puissance ‒2), il existe une future valeur limite minimale au paramètre de Hubble (qui donc s’arrêtera de décroître !) et donc une valeur limite maximale de cette sphère de Hubble qui prendra alors la place de l’« horizon cosmologique ». Autrement dit, ce dernier ne pourra plus continuer à croître au-delà. Ce sera le début de la disparition tout d’abord des objets lointains, puis de plus en plus proches, pour autant qu’ils ne soient pas liés gravitationnellement à notre Groupe local de galaxies. Comme déjà dit, le ciel nocturne se videra peu à peu des objets lointains et on se retrouvera dans ce qu’on appelle un Univers de Kapteyn, un Univers-Île, soit notre Galaxie avec ses seules galaxies voisines.
        Du point de vue cosmologique, un tel Univers quasiment vidé de toute matière ne sera pas de densité zéro. C’est celui prévu par le modèle de De Sitter. Sa seule densité d’énergie sera celle de la « constante cosmologique », Lambda. Autrement dit, le fameux rapport nommé « Oméga indice Lambda », qui vaut actuellement 0,6889±0.0056 (selon les toutes dernières données de PLANCK du 18 juillet 2018), sera finalement égal à un, alors que l’« Oméga indice m » (qui mesure le rapport de la densité de toute matière, baryonique et sombre, à la densité critique), qui est actuellement égal à 0,3111±0.0056, deviendra égal à zéro.
        Mentionnons encore un autre paramètre cosmologique, q, appelé, historiquement, le « paramètre de décélération », parce qu’on pensait naguère qu’il devait avoir une valeur positive (pour un Univers en expansion décélérée qu’on croyait tel). Mais comme c’est l’opposé maintenant, q, après être parti de la valeur +1 au début de l’expansion effectivement décélérée (mais de décélération décroissante !), est passé par zéro il y a environ 6 milliards d’années lorsqu’« Oméga indice Lambda » valait 0,333, puis est devenu négatif du fait de l’expansion accélérée (et de plus en plus accélérée grâce à la « constante cosmologique », Lambda, devenue de plus en plus prédominante avec le temps qui passe). Ce paramètre q vaut actuellement ‒0,53 et va tendre (asymptotiquement en une durée infinie) vers sa valeur-limite inférieure de ‒1, en même temps que « Oméga indice Lambda » va tendre vers +1, « Oméga indice m » vers 0 et le paramètre de Hubble H vers sa valeur minimale « finale » : H(« final ») = c fois la racine carrée de (Lambda / 3) = 56,16 km/s/Mpc (à comparer aux 67,66 km/s/Mpc actuels).
        Le rayon « final » de la sphère de Hubble (atteint lui aussi asymptotiquement en une durée infinie), soit l’« horizon des photons », sera simplement la racine carrée de (3 / Lambda), soit 17,411 milliards d’AL, valeur à comparer à sa valeur actuelle de 14,451 milliards d’AL. On voit donc que H diminue en moyenne de 3,88 km/s/Mpc par milliard d’années, soit 3,88 m/s/Mpc par million d’années, soit 0,388 mm/s/Mpc par siècle, une valeur infime, probablement difficilement mesurable, la précision actuelle des meilleures mesures étant seulement donnée à 0,5 km/s/Mpc près ! Mais l’expérience LISA va apporter une augmentation de la précision à 0,01 km/s/Mpc, c’est 50 fois mieux ! On retient donc en conclusion que notre horizon cosmologique (13,787 milliards d’AL actuellement), croissant, avec le temps qui passe, d’une AL par an, aura atteint l’horizon des photons avant ces prochaines 3,6 milliards d’années.

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