Conférences publiques à l’Université de Genève sur les trous noirs et les ondes gravitationnelles

Dans le cadre de la semaine de conférence TeV Particle Astrophysics 2016 tenue au CERN du 12 au 16 septembre, les Prof. Bruce Allen et Prof. Kip Thornel, éminents astrophysiciens, tiendront deux conférences sur les dernières avancées dans le domaine en pleine effervescence de la physique des astroparticules.
Conférences en anglais.
Aucune pré-réservation requise, entrées gratuites.
Mercredi 14 septembre à 19h
« Seeing two black holes merge (with gravitational waves!) » (« Observer la fusion de deux trous noirs (avec des ondes gravitationnelles !) »)
par le Professeur Bruce Allen, Institut Albert Einstein d’Hannovre

Uni Dufour – Auditorium U300
La première observation directe d’ondes gravitationnelles issues de la fusion et de la coalescence de deux trous noirs.
Le 14 septembre 2015, les instruments de pointe d’ondes gravitationnelles Ligo ont détecté le signal d’onde gravitationnelle émis alors que deux trous noirs, distants d’environ un milliard d’années-lumière de la Terre, orbitaient autour d’eux-mêmes une dernière fois puis fusionnèrent. Ce fut une nouvelle d’ampleur mondiale car les scientifiques essayaient d’observer un tel phénomène depuis plus d’un demi-siècle. Avant leur fusion, les deux trous noirs étaient respectivement 29 et 36 fois plus gros que le Soleil ; une fois la fusion complétée, il en résulta un seul trou noir d’environ 62 fois la masse du Soleil.
Le Professeur Allen expliquera ce que sont les trous noirs, comment ceux-ci (et d’autres masses accélérées) produisent des ondes gravitationnelles, et comment celles-ci sont détectées. Il dévoilera également les coulisses de cette découverte, et pourquoi les scientifiques sont convaincus que ce signal, nommé GW150914, est une réalité. Pour les amateurs de physique, Bruce Allen détaillera comment les propriétés principales des trous noirs peuvent être directement déduites des données d’observation, et pourquoi aucune autre explication n’est possible.

Vendredi 16 septembre à 18h
« Probing the warped side of our Universe with gravitational waves and computer simulations » (« Sonder le côté déformé de notre Univers grâce aux ondes gravitationnelles et aux simulations par ordinateur »)
par le Professeur Kip Thorne, lauréat du Prix Tomalla de la Gravité 2016
Uni Dufour – Auditorium U300

Il y a de cela un demi-siècle, John Wheeler mit ses étudiants et collègues au défi d’explorer la géométrodynamique : la dynamique non linéaire de l’espace-temps courbé. Comment la courbure de l’espace-temps se comporte lorsqu’elle est prise dans une tempête, telle une tempête de mer avec des vagues déferlantes. Nous avons essayé d’explorer ce phénomène et nous avons échoué. La réponse nous échappait, jusqu’à ce que deux outils furent à notre portée : les simulations par ordinateur et l’observation d’ondes gravitationnelles. Kip Thorne expliquera ce que ces outils commencent à nous apprendre, et présentera sa vision du futur de la géométrodynamique.


Un commentaire pour préparer ces conférences que la Dr. Alice Gasparini  a eu la bonté de préparer au pied levé est joint à ce message  :

Conséquences de l’astronomie des ondes gravitationnelles
A une année de la première détection historique d’ondes gravitationnelles, Genève aura l’honneur d’accueillir trois figures centrales dans l’étude de ce type d’ondes et de la cosmologie moderne, à l’occasion de trois conférences qui ouvriront trois aspects de la recherche avancée dans ce domaine au public.

Le sujet intéresse de plus en plus les jeunes  -  probables témoins et/ou acteurs de nouvelles et surprenantes découvertes – et permet de passionner ou simplement de rapprocher ce type de public à la physique et à la recherche fondamentale. C’est pourquoi, de plus que les conférences grand public,  un projet pédagogique SwissMAP met à disposition un cours d’introduction à la cosmologie moderne, complet d’activités, au niveau des élèves du secondaire II.[1]

Mais pourquoi la détection de ces ondes est retenue aussi importante par l’ensemble des scientifiques de la planète ?
Les premières observations directes d’ondes gravitationnelles, en septembre et décembre 2015,  ont été bien plus que le résultat d’un demi siècle de travail de la part de plusieurs centaines de scientifiques, sur plusieurs générations. Ces détections marquent point de départ d’une nouvelle astronomie. La capacité à détecter ce type de signal,  émis lors des  événements les plus  énergétiques de l’Univers, a des conséquences extraordinaire pour le futur de toute la physique moderne : du point de vue de l’astrophysique, de la cosmologie et de notre compréhension fondamentale des lois de l’Univers.
Astrophysique
Tout au long du siècle passé, la capacité à détecter de nouveaux types de rayonnement nous a permis de photographier l’espace avec de différentes lunettes, et, à chaque fois, d’en extraire des informations aussi fondamentales que complémentaires pour notre compréhension du Cosmos.

Les ondes gravitationnelles permettront d’ouvrir une autre fenêtre – très particulière – sur notre univers. Car, contrairement aux ondes  électromagnétiques, elles n’interagissent pratiquement pas avec la matière interstellaire. Cela nous permettra d’une part d’atteindre des sources à des distances beaucoup plus grandes que par les ondes électromagnétiques, d’autre part d’accéder directement à la physique relativiste de l’horizon des trous noirs, des objets jusqu’ici observés uniquement de manière indirecte par le biais électromagnétique des rayons X.

La détection GW150914 nous a déjà permis de perfectionner les modèles astrophysiques de formation des trous noirs dans l’Univers ancien, lorsque les étoiles étaient moins métalliques et donc plus massives : les trous noirs rémanents à la fin de leur vie étaient aussi plus massifs que ceux d’aujourd’hui. Ce fait explique les 30 masses solaires observées. Avec les prochaines détections, les scientifiques espèrent de pouvoir obtenir plus d’informations, par exemple sur l’axe de rotation des trous noirs avant la collision. En effet, le non-alignement des axes de rotation créerait une modulation particulière du signal dans la phase finale de la coalescence, et cela signifierait que les étoiles à l’origine du système binaire ne se sont pas formées à partir du même nuage de gaz primordial, contrairement au cas où les axes seraient alignés. De plus, la détection d’un plus grand nombre de ce type d’événements permettra une étude une statistique de tels objets, par exemple en les classifiant, comme on le fait déjà pour les étoiles et las galaxies.

Depuis septembre 2015, LIGO ne cesse d’être amélioré: dans l’année 2016 on a pu observer un volume trois fois plus grand qu’en 2015. Nous observons qu’un gain d’un facteur dix dans la sensibilité correspond à une “vision” dix fois plus loin dans l’espace, donc un volume et une augmentation de la fréquence de détection de tels événements mille fois plus grands.
Par la suite, un vrai réseau d’interféromètres sera opérationnel, incluant VIRGO, GEO et TAMA. L’avantage d’avoir des coïncidences de plus que deux interféromètres n’est pas uniquement d’améliorer la sensibilité de la détection, mais aussi celui de pouvoir déterminer la direction d’un événement, ce qui n’a pas été possible pour GW150914.
À cela s’ajoute le projet du lancement d’un interféromètre spatial : LISA, proposé actuellement pour la fin des années 2030, qui sera en orbite héliocentrique, et donc affranchi des bruits sismiques: ce détecteur est conçu pour détecter des ondes gravitationnelles entre 10−4Hz et 1Hz, fourchette qui recouvre les fréquences émises par de trous noirs de l’ordre de 106 masses solaires, comme les trous noirs supermassifs tapis dans le noyaux des galaxies.

Physique fondamentale

La théorie la plus fondamentale qui nous permet de modéliser l’Univers est la Relativité Générale. Toutefois, pour la plupart de phénomènes observés jusqu’à très récemment, la mécanique classique de Newton est suffisante, quitte à accepter de petites corrections, dans certains cas ou` la Relativité serait plus précise (comme par exemple pour l’effet de lentille gravitationnelle) : ce cours en est la preuve. Toutefois, la mécanique newtonienne n’est plus du tout valable pour la description de systèmes hautement relativistes, comme les trous noirs ou les premiers instants du Big Bang, lorsque le paramètre du système Rs/R = 2GM/c2R ∼ 1 : pour ces systèmes la Relativité Générale n’est pas simplement une correction à la théorie de Newton, mais la seule théorie valable.
La détection GW150914 a été la première observation expérimentale où nous avons pu tester la Relativité Générale à fond, et où nous avons pu observer sa précision dans la modélisation du phénomène. Il est important d’observer que nous ne pouvons pas exclure la possibilité que les modèles issus de la Relativité Générale ne correspondent pas aux observations, ce qui signifierait que même la théorie d’Einstein n’est plus suffisante, et pourrait nous donner des indices pour la construction d’une nouvelle théorie, encore plus générale. Dans ce sens, GW150914 a été une confirmation spectaculaire de la Relativité Générale, et l’étude d’autres événements de ce type, en plus de tester cette théorie, nous permet de poser des contraintes sur le modèles théoriques qui en vont au delà, comme les théories de cordes ou de gravité quantifiée.
En plus de la détection de coalescences de trous noirs, celles d’étoiles à neutrons ont une importance particulière pour la physique moderne, en particulier pour le physique des particules, d’autant plus que, contrairement aux collisions de trous noirs, celles où au moins un des corps est une étoile à neutrons serait accompagnée par une émission de rayons gamma, donc facilement identifiable.

Une étoile à neutrons est un astre où l’attraction gravitationnelle est tellement intense que la matière ordinaire ne peut pas subsister : il n’y a plus la place pour l’énorme vide normalement présent dans les atomes, où le “nuage” d’électrons se localise. Les charges négatives s’effondrent dans les noyaux en ne formant plus que des neutrons, en tout cas dans la couche plus externe de l’étoile. Nous ne savons pas ce qu’il y a à l’intérieur d’un tel astre, mais probablement un plasma de particules subatomiques comme les quarks.
On sait qu’une étoile de neutrons ne peut pas avoir une masse plus petite que 1,4 masses solaires (la limite de Chandrasekhar), car en deçà de ce seuil la pression gravitationnelle n’est pas assez grande pour créer de neutrons, et nous avons des étoiles de type naines blanches. D’autre part, au delà d’environ 3 masses solaires, pour éviter son effondrement, la matière constituant l’étoile devrait être tellement la rigide que même la vitesse du son à son intérieur dépasserait celle de la lumière (on parle alors de limite de Oppenheimer-Volkoff ). La limite supérieure reste théorique et nous n’avons jamais observé des étoiles à neutrons de plus de deux masses solaires. Des hypothèses existent concernant l’existence, entre 3 et 5 masses solaires, d’étoiles formées par des particules subatomiques comme des étoiles de quarks, sans aucune observation.

Dans tous les cas, la détection d’ondes gravitationnelles émises par de corps compacts pourra nous donner des contraintes observationnelles concernant l’existence d’étoiles de particules subatomiques, et les équations d’état d’un plasma de quarks.

Nous soulignons que la détection en même temps d’ondes gravitationnelles et d’une contrepartie lumineuse provenant du même événement pourra, entre autre, confirmer que la radiation gravitationnelle et celle électromagnétique se propagent à la même vitesse. Si cela ne devait pas être le cas, nous pourrions déterminer la masse du graviton[2] à partir du retard que les ondes gravitationnelles auraient par rapport à la lumière, et poser des contraintes sur la portée de l’interaction gravitationnelle. Cela confirmerait certains modèles théoriques qui expliquent l’accélération de l’Univers par une masse du graviton. Ce fait pourrait expliquer pourquoi, au delà d’une certaine échelle, l’attraction gravitationnelle ne serait plus dominante, et donc l’origine de la (pas encore comprise) accélération de l’Univers.
Cosmologie Moderne

La détection d’ondes gravitationnelles provenant de coalescences d’étoiles de neutrons à de distances cosmologiques pourra compléter et améliorer l’étude de l’accélération de l’Univers, donc du rôle de l’énergie noire, à condition d’en connaître la direction[3]. En effet, a` partir du rayonnement lumineux reçu, nous pourrons déterminer le redshift de la source. D’autre part, l’amplitude de l’onde gravitationnelle détectée nous donnera accès au flux d’énergie reçu, donc à sa distance lumineuse.

Or, les modèles théoriques nous permettent de connaître la luminosité en ondes gravitationnelles de ce type de collisions, ce qui en fait des chandelles standard au moins aussi précises que les supernovae Ia, mais accessibles à de plus grandes distances.
La détection directe d’ondes gravitationnelles nous ouvre aussi les portes à un éventuel fond cosmologique, résidu du Big Bang, analogue au fond diffus d’ondes électromagnétiques (le CMB). En effet, au découplage électromagnétique du plasma primordial (380000 ans après le Big Bang), la lumière a pu s’échapper et voyager librement dans l’espace sous la forme de fond diffus cosmologique : à cette époque l’Univers est devenu “transparent” aux ondes électromagnétiques. De la même manière, au moment du découplage gravitationnel, les ondes gravitationnelles ont cessé d’interagir avec le plasma primordial et ont pu voyager librement : l’Univers est devenu transparent a` la radiation gravitationnelle. Si ce découplage a eu lieu, bien avant le découplage électromagnétique, la radiation gravitationnelle a du voyager dans l’espace jusqu’à nous.

Une détection du fond diffus cosmologique d’ondes gravitationnelles nous permettrait d’établir un portrait de l’Univers à l’âge du découplage gravitationnel : 10−43s après le Big Bang.


[1] Pour plus d’informations, contacter Alice.gasparini@unige.ch
[2] De manière analogue au photon pour la lumière, le graviton est la particule associée à la radiation gravitationnelle. Seule les particules à masse nulle peuvent aller à la vitesse c, et plus une particule est massive, plus elle nécessite de l’énergie pour être accélérée à une vitesse proche de c.
[3] Ce qui demande la coïncidence entre plus que deux interféromètres.

Ressources

Cette entrée a été publiée dans Non classé. Vous pouvez la mettre en favoris avec ce permalien.

Les commentaires sont fermés.