La Chimie de l’Univers

Vous avez plus de 13,7 milliards d’années. Vous êtes composés à 70% d’eau, molécules comportant deux atomes d’hydrogène et un atome d’oxygène. Certes, vos atomes d’oxygène ont quelques millions ou milliards d’années de moins que vos atomes d’hydrogène, mais les protons et les neutrons qui en forment le noyau, eux, ont bel et bien plus de 13,7 milliards d’années…

La matière dite « ordinaire » de l’Univers, qu’on appelle la matière baryonique, est ce qui remplit environ 4,9% de l’Univers. Ce sont les atomes : neutrons, protons, associés ou non à des électrons selon qu’ils sont ionisés.

Et des atomes, il en existe une grosse centaine différents, répertoriés et nommés d’après le nombre de protons qu’ils possèdent dans leur noyau. Leur nombre de neutrons, lui, nous informe sur le type d’isotope de l’atome dont il s’agit. D’où viennent les protons, les neutrons et les noyaux qui forment vos atomes et vos molécules ? Ils viennent de loin, très loin dans dans le temps...

La formation des éléments constitutifs des noyaux d’atomes (les protons et neutrons) est appelée la baryogénèse.

Ensuite, la construction des noyaux d’atomes à partir de ces briques fondamentales, quant à elle, s’appelle la nucléosynthèse, et on doit distinguer deux types de nucléosynthèses : tout d’abord la nucléosynthèse primordiale, au cours de laquelle se sont formés dans l’Univers très jeune les noyaux des premiers atomes de la table de Mendeleïev au-delà de l’hydrogène (dont le noyau est constitué d’un seul proton) : de l’hélium au lithium. La nucléosynthèse primordiale a sauvé la vie des neutrons. Ces derniers, seuls, se désintègrent en protons au bout d'un quart d'heure (demi-période de décroissance), mais accrochés à des protons dans des noyaux d'hélium, ils deviennent éternels...

La seconde nucléosynthèse est la nucléosynthèse stellaire, qui fut comprise déjà il y a plus de cinquante ans et exposée dans un article exceptionnel resté dans les annales de l'astrophysique avec ses 104 pages précisant les 9 mécanismes physiques produisant tous les éléments chimiques dans les étoiles jusqu'à l'uranium, le fameux article B2FH, des initiales de leurs auteurs, paru en 1957 (Synthesis of Elements in Stars. Rev. Mod. Phys., 29, 547-650 (1957)).
La nucléosynthèse stellaire produit en continu dans le cœur des étoiles tous les noyaux d’atomes au delà de l'hélium, jusqu’aux plus lourds, et notamment les atomes d’oxygène qui vous permettent de lire ces lignes.

La baryogénèse qui a produit tous vos noyaux d’hydrogène et tous vos autres protons (ou presque, voir plus bas) s’est déroulée sur un laps de temps très court, mais à une époque très reculée, lorsque l’Univers n’était âgé que de quelques secondes.

Représentation de l'intérieur d'un proton : deux quarks Up et un quark Down enchevêtrés dans une mer de gluons (CNRS/IN2P3)

Cette baryogénèse est le résultat du refroidissement de la soupe primordiale de quarks et de gluons, qui sont les véritables briques fondamentales de la matière. Lorsque la température de l’Univers a suffisamment baissé et atteint un seuil critique en énergie (ou température, ce qui revient au même) du fait de son expansion, trois quarks se lient ensemble avec un paquet de gluons pour former soit un proton, soit un neutron, ou leur antiparticule dans le cas d’antiquarks.

Ce n’est que bien plus tard qu’a lieu la nucléosynthèse primordiale qui va faire s’« accrocher » ensemble protons et neutrons par l’interaction nucléaire forte. Environ 5 minutes plus tard.

La nucléosynthèse stellaire, elle, est beaucoup plus tardive dans l’histoire cosmologique, elle doit attendre l’apparition des premières condensations d’hydrogène et d’hélium (qu’on appelle étoiles) et qui par effondrement gravitationnel vont produire des réactions de fusion nucléaire entre protons et noyaux d’hélium. Ces toutes premières étoiles et donc les premiers noyaux de carbone et d’oxygène, apparaissent quand l’Univers est âgé de quelques dizaines de millions d’années, il y a plus de 13,5 milliards d’années.

Pour être exhaustif, je devrais ajouter qu’il est tout de même fort probable que certains de vos protons n’ont pas l’âge de l’Univers, et certains de vos neutrons n’ont plus. Comme beaucoup de noyaux d’atomes sont instables et radioactifs, ils peuvent posséder des neutrons qui se transforment en protons (radioactivité béta moins), ou l’inverse : des protons qui se transforment en neutrons (radioactivité béta plus).

C’est notamment le cas des protons de vos atomes de carbone. Comme vous le savez probablement, une toute petite fraction du carbone que nous ingérons quotidiennement (constituants nos aliments) est du carbone-14. Ce carbone est radioactif (radioactivité béta moins) et transforme un neutron en proton lorsqu’il devient du azote-14.

Sans le savoir forcément (mais c’est désormais chose faite), vous créez ainsi tous les jours des protons tout neufs, à partir de très vieux neutrons...

En termes d’abondance chimique de l’Univers, le tableau est pittoresque. Alors que nous connaissons sur Terre une belle table de Mendeleïev comportant 92 éléments stables et que nous arrivons même à en fabriquer artificiellement une vingtaine d’autres, certains de ces éléments - qui nous sont vitaux – se révèlent très très rares dans l’Univers pris globalement.

Un élément domine massivement tous les autres, et c’est le plus simple (et le plus vieux) : l’hydrogène (un proton accompagné d’un électron). Son abondance avoisine 92,7% de toute la matière baryonique. Vient ensuite l’hélium, produit au cours de la nucléosynthèse primordiale, 5 minutes plus jeune que l’hydrogène, qui occupe pas loin de 7,1% de la matière baryonique, alors qu’il est très rare sur Terre. Les abondances respectives de ces deux éléments sur notre planète sont de 0,88% et moins de 0,0005%.

A eux deux, hydrogène et hélium forment la quasi-totalité de la matière baryonique. Il ne reste plus que des miettes pour tous les autres éléments chimiques. Les plus présents sont tout de même l’oxygène (0,05%), le silicium (0,023%), le magnésium (0,021%), l’azote (0,015%), le fer (0,014%), puis le carbone (0,008%).

En comparaison, la composition chimique de nos organismes est dominée par l’oxygène (65,4%), le carbone (18,1%), l’hydrogène (10,1%), l’azote (3%) puis le calcium (1,5%).

Illustration de la naissance du système solaire à partir des résidus d'une étoile ancienne dispersés par une Supernova (ESO)

Ces atomes (excepté l’hydrogène) ont un âge supérieur à 5 milliards d’années. On le sait simplement par le fait qu’ils n’ont pas été produits par notre étoile favorite mais étaient déjà présents lors de la formation du proto-système solaire il y a 4,6 milliards d’années. Le soleil en effet ne fabrique pour le moment que de l’hélium dans son cœur.

C’est à une ou plusieurs générations d’étoiles antérieures que nous devons nos beaux atomes d’oxygène, de carbone et autres. Des étoiles qui ont disparu depuis bien longtemps en expulsant autour d’elles leur gaz enrichi par leurs réactions nucléaires.

On le voit, les êtres vivants que nous sommes sont faits d’une matière tout à fait exotique à l’échelle de l’Univers. Non seulement la matière baryonique apparaît être très minoritaire dans le contenu matériel de l’Univers où la grande majorité semble être constituée de matière non baryonique et non visible, mais de plus, au sein de cette matière baryonique, les atomes un peu plus complexes que l’hydrogène, formés par les étoiles et qui finissent par construire nos molécules, se révèlent n'être que d'infimes traces.

En d’autres termes, nous pouvons affirmer que nous sommes à la fois très vieux et très rares.

Un Magnétar autour d'un Trou Noir : Une Découverte Fortuite A Fort Potentiel

Je vous en parlais au début de l’année dernière, un nuage de gaz (nommé G2) est en ce moment en train de s’approcher dangereusement (pour lui) du trou noir supermassif tapi au centre de notre galaxie (voir là). Et depuis sa mise en évidence, de très nombreux télescopes sont braqués vers le centre galactique pour voir les premiers le festin qui va s’ensuivre. En effet, ce nuage de gaz doit passer si près de Sgr A* que ce dernier devrait l’engloutir en produisant de belles bouffées de rayonnements en tous genres.

Et ce qui devait arriver arriva : quelque chose a été détecté… mais ce n’est pas ce qui était attendu ! Il est encore trop tôt, G2 devrait être englouti vers la fin de l’année ou au début de l’année prochaine. En revanche, une équipe, en observant les alentours de Sgr A*, a trouvé un objet émettant très intensément en rayons X, et qui n’est pas G2.

Le télescope spatial NuSTAR (NASA)

C’est avec le télescope spatial dédié aux rayons X NuSTAR, que Fiona Harrison et son équipe ont scruté en détail cet objet et ont pu conclure sur sa nature : il s’agit de ce qu’on appelle un magnétar : un pulsar possédant un champ magnétique très fort, qui lui fait perdre beaucoup d’énergie en faisant spiraler de la matière autour de ses lignes de champ.

Ils ont pu observer très nettement la pulsation des émissions X le 26 avril dernier, avec une période de 3,76 secondes. Quelques jours plus tard, l’observatoire spatial Chandra fut mobilisé pour regarder ce pulsar et calculer sa distance. Il se trouve à moins d’une demi-année-lumière du trou noir (0,38 AL précisément), ce qui est beaucoup plus loin que le nuage G2.

Une semaine plus tard, c’est au tour des satellites NuSTAR  (à nouveau) et Swift d’observer ensemble cette source de rayons X pulsante et d’en conclure qu’il s’agit bien d’un magnétar, sa période de rotation déclinant significativement, du fait de son fort champ magnétique.

Même si il se trouve bien plus loin que le nuage de gaz G2 et bien trop loin pour être avalé par le TN supermassif, ce magnétar se trouve suffisamment près du trou noir supermassif Sgr A*, pour en faire un outil très précieux pour les astrophysiciens. Une découverte fortuite très intéressante.

Vue d'artiste du nuage de gaz G2 approchant SGR A*

Il faut savoir que ce n’est pas le premier magnétar à être trouvé dans cette région de la galaxie, c’est le quatorzième. De tels pulsars sont des résidus d’étoiles massives très vieilles, qui peuplent abondamment le centre de notre galaxie. Mais ce pulsar-là est le plus proche du TN supermassif

Là où il devient un outil passionnant pour les astrophysiciens, c’est dans l’étude de la relativité générale à proximité de Sgr A*(voir ici). En effet, un pulsar est une étoile à neutrons qui tourne sur elle-même avec une période de rotation bien définie et qui produit une pulsation de rayonnement avec la même période. C’est en quelque sorte une horloge que l’on peut regarder à distance.

vue d'artiste d'un magnétar

D’après la Relativité Générale, en présence d’un très fort champ gravitationnel, là où la courbure de l’espace-temps est très prononcée, ce qui est le cas au voisinage d’un trou noir supermassif, le temps doit se ralentir vu par un observateur éloigné.

Un pulsar en orbite autour d’un trou noir supermassif est donc l’outil rêvé pour étudier ces effets temporels. Il faut juste que ce magnétar ait une orbite elliptique, ce qui devrait être le cas. Alors, sa distance au trou noir doit varier entre une valeur maximale et une valeur minimale. Il s’ensuit que sa période de pulsation devrait ralentir et s’accélérer, en fonction de son mouvement autour de Sgr A*…

Il arrive parfois, voire souvent, que des observations mènent à des trouvailles inattendues qui se révèlent incroyablement fructueuses. Il se peut que G2  ne soit même pas un nuage de gaz, mais en le surveillant, on vient peut-être de trouver  un nouveau moyen d’en connaître encore plus sur Sgr A* et la physique centenaire qui le régit.

Références :

Magnetar found at giant black hole

E.  Reich

Nature 497, 296–297 (16 May 2013)

NuSTAR discovery of a 3.76 second pulsar in the Sgr A* region
The Astronomer's Telegram  #5020
 http://www.astronomerstelegram.org/?read=5020

GRB 130427A : La Bouffée de Rayons Gamma de tous les Records

En décembre 2011, je vous racontais l'histoire d'une bouffée de rayons gamma hors normes par sa durée de 28 minutes, le fameux GRB (Gamma Ray Burst) de Noël découvert un an plus tôt (lire ici). Aujourd'hui, c'est un tout autre et tout nouveau GRB qui fait l'actualité astrophysique. Ce dernier est dénommé GRB 130427A. Ce qu'a d'extraordinaire cette bouffée de rayons gamma détectée par le satellite Fermi-LAT et située dans la constellation du Lion, c'est son énergie extrême, battant le précédent record d'un facteur 3, ainsi que sa durée, jamais vue...

C'est le 27 avril dernier qu'à eu lieu le phénomène. Un GRB (ou bouffée de rayons gamma) est un phénomène astrophysique dit transitoire, qui ne dure que quelques instants, de quelques secondes à quelques minutes pour les plus longs. Ces brusques émissions de rayons gamma le plus souvent très énergétiques sont estimées être produites lors des événements les plus violents de l'Univers: la création de trous noirs lors de l'effondrement d'étoiles en fin de vie.

Lorsqu'un trou noir se forme, de jets de matière sont  projetés à vitesse ultra-relativiste de part et d'autre des pôles de l'astre noir. Ce sont ces jets de matière, d'après les meilleurs modèles en vigueur chez les astrophysiciens, qui vont à la fois produire des photons gamma d'énergie de l'ordre du GeV et aussi leur donner un coup d'accélérateur en leur fournissant une énergie cinétique supplémentaire. 

Il suffit ensuite que la Terre se trouve dans l'axe d'émission des jets pour être au premier rang pour observer les rayons gamma les plus énergétiques possibles...

Ciel gamma enregistré par Fermi avant et après GRB 130427A (NASA/DOE/Fermi-LAT collaboration)

C'est très probablement ce qui s'est passé le 27 avril dernier avec GRB 130427A. Le satellite Fermi-LAT qui traque les sources de rayons gamma dans tout le ciel était pointé vers la bonne direction au moment crucial. Il a pu mesurer des photons ayant une énergie maximale de 94 GeV, ce qui est absolument considérable pour un photon. L'image ci-dessus qu'a fourni la NASA, gestionnaire du satellite Fermi, donne un aperçu du ciel en gamma (énergie supérieure à 100 MeV) juste avant le burst et juste après son début.

Car non seulement cette bouffée de rayons gamma est la plus énergétique enregistrée à ce jour, mais elle est également celle de plus longue durée : plusieurs heures! Elle a duré si longtemps que l'alerte lancée par Fermi-LAT a pu être exploitée à temps par l'autre chasseur de gamma en orbite, le satellite Swift (celui-là même qui avait trouvé le GRB de Noël en 2010). Swift a ainsi eu le temps d'observer confortablement le burst et de le localiser assez précisément, mieux que ce que peut faire Fermi-LAT.

Évolution de l'émission gamma entre 100 Mev et 100 GeV vue par Fermi-LAT entre 4 minutes avant le début du burst et 14 heures après (NASA/DOE/Fermi-LAT collaboration)

L'évolution temporelle du sursaut gamma a été très bien enregistrée par Fermi-LAT : après un pic initial très court d'environ une seconde, il y eu un calme relatif de 15 secondes pendant lesquelles ne fut détectée qu'une émission à basse énergie assez variable. Puis ensuite, la bouffée se réintensifia fortement en l'espace de quelques minutes puis resta extrêmement intense durant près de 14 heures...

Une durée aussi longue était du pain béni pour tout astrophysicien, on s'en doute. A partir de la localisation donnée par Swift, de nombreux télescopes terrestres ont pu être pointés dans la direction, pendant que les satellites en orbite enregistraient toujours leurs rayons gamma. Une contrepartie en lumière visible, infra-rouge et aussi en ondes radio ont ainsi pu être observées.

Une équipe américaine avait même détecté optiquement l'apparition d'un nouvel objet indépendamment, sans connaître l'alerte gamma de Fermi et Swift, en exploitant le Catalina Real-Time Transient Survey, dédié à la recherche de phénomènes transitoires.

Les observateurs ont alors appris très vite quelle était la distance de l'objet : 3,6 milliards d'années-lumière, ce qui est relativement proche pour un GRB.

Généralement, dans le cas d'un GRB proche, les astronomes parviennent à détecter la supernova initiatrice dans les deux semaines qui suivent la bouffée. C'est dire si les yeux sont braqués vers le Lion en ce moment dans les grands observatoires de l'hémisphère Nord...

A partir des coordonnées fournies par les divers instruments, une recherche dans les grands catalogues comme le Sloan Digital Sky Survey, indique la présence d'une galaxie presque coïncidente avec cette position : une galaxie très faible nommée SDSS J113232.84+274155.4 de magnitude 21,26 et qui se retrouve maintenant sous l’œil attentif de toute une communauté... 

Sources :

- Communiqué de la NASA  NASA's Fermi, Swift See 'Shockingly Bright' Burst  (03 mai 13)

- An untriggered optical detection of GRB 130427A

Drake, A.J. et al.

The Astronomer's Telegram  (4 May 2013)

Les Astronomes de l'Age de Bronze

A Berlin se trouve un véritable trésor. Exposé au Neues Museum, on peut admirer ce cône ornemental en or, daté d'environ 1000 av JC, à la fin de l'âge de bronze. Cette pièce ornementale est une coiffe qui était arborée par des personnalités importantes lors de probables cérémonies. Mais il ne s'agit pas que d'un chapeau en or presque pur (87,7% d'or, 9,8% d'argent), non, il s'agit surtout d'un système de calcul astronomique extrêmement élaboré.

Haut de 75 cm, le cône en or de Berlin est découpé en 21 bandes horizontales chacune décorées par des signes différents, la plupart circulaires ou dotés de multiples cercles concentriques.

Le "GoldHut" de Berlin au Neues Museum (détail), Philip Pikart

L'une des bandes horizontales est particulière: elle est décorée d'une rangée de croissants couchés, chacun au sommet d'un symbole en forme d'amande ou d'œil. 

La pointe du cône est quant à elle agrémentée d'une étoile à huit branches sur un fond de poinçons décoratifs.

La jonction du tronc avec la collerette est faite par une large bande striée verticalement. La collerette, elle, est décorée avec des motifs semblables à celles du cône lui-même, en forme de disques.

Les archéologues se sont penchés sur la signification que pouvaient avoir tous ces signes. Ils ont découvert que tous ces ornements formaient des séquences systématiques de nombres et de types de signes, qui permettaient de déterminer des dates à la fois par un calendrier lunaire et un calendrier solaire...

Le "GoldHut" de Berlin au Neues Museum, Philip Pikart

Il est apparu que chaque symbole représente un jour, et que, à coté des bandes horizontales composées de différentes quantités de symboles existaient des zones intercalaires, qui entraient dans les calculs (zones 5,7, 16 et 17).

Le déchiffrement de la méthode arithmétique utilisée par nos lointains ancêtres d'Europe Occidentale il y a 3000 ans fut achevé lorsque l'on comprit comment utiliser ces bandes intercalaires dans le calcul.

Les astronomes de la fin de l'âge de bronze avaient essentiellement pour référence les deux astres les mieux visibles à l'oeil, que sont le soleil et la lune. Et ils avaient déjà très bien compris comment calculer les périodes de la lune au cours d'une année solaire.

Chaque bande horizontale possède une valeur numérique qui est calculée par le nombre de symboles qu'elle contient et par leur type. Par exemple, dans la bande numéro 12, le symbole est constitué de 5 cercles concentriques et il y en a 20, la valeur est ainsi 20 x 5 = 100.

A partir d'une zone donnée, on commence par additionner la valeur des symboles dans une section donnée. Pour obtenir le nombre de jours en calendrier lunaire ou en calendrier solaire, il suffit d'ajouter ou soustraire le nombre de symboles dans la même section de décompte qui se trouvent sur les bandes intercalaires.

Le nombre de jours ainsi obtenus pour les différentes sections vaut 365, 548, 729, 1100, 1097, 1461, 1462, 1644, 1644 et 1739, soit 12, 18, 24, 36, 48, 54 et 57 mois, avec deux redondances, et dans la variante lunaire : 355, 710, 1062, 1059, 1424, 1423, 1597 et 1682 jours, soit exactement le même nombre de mois (lunaires) là encore avec deux redondances.

On peut voir que l'erreur commise en nombre de mois est extrêmement faible, inférieure à 0.5% dans tous les cas.

Le décodage du GoldHut, calendrier lunisolaire

 Les hommes de la fin de l'âge de bronze pouvaient ainsi grâce à ce type de cône ornemental calculer jusqu'à 1739 jours, soit 4 ans et 9 mois.... ainsi que exactement le même nombre de mois mais lunaires, soit jusqu'à 1682 jours dans cette variante. Ce type d'instrument permettait également de convertir temporalité "lunaire" et temporalité "solaire". Rien ne nous dit en revanche à quoi pouvait bien correspondre la durée maximale calculable d'un peu moins de cinq ans...

L'élaboration d'un tel système calendaire complexe dès 1000 av. JC en Europe nous enseigne que malgré leur absence d'écriture, les européens de cette époque avaient su effectuer des observations très précises des phases de la lune et de la trajectoire du soleil dans le ciel. Ils avaient surtout su coder ces informations de manière élaborée. L'existence de ce type de cône ornemental, dont seulement 4 exemplaires ont été retrouvés (dans le sud de l'Allemagne et en France) prouve que la civilisation protohistorique d'Europe avait une connaissance du ciel pas si éloignée de celle des civilisations déjà très avancées du Moyen-Orient ou d'Asie de la même époque.

Plus d'infos sur le Neues Museum de Berlin : http://www.neues-museum.de/

 

A La Recherche des Ondes Gravitationnelles

La gravitation est la force ce qui ordonne l’Univers à grande échelle. Elle est comprise depuis un siècle - et la théorie de la Relativité Générale d’Einstein - comme issue la courbure de l’espace-temps, qui est elle-même produite par la présence de densité d’énergie (ou de masse). A son tour, toute masse (et on pourrait dire toute quantité d’énergie) se déplace dans l’espace-temps en suivant la courbure de ses géodésiques.

Et la Relativité Générale prédit que lorsque deux objets très denses et très compacts se tournent l’un autour de l’autre à grande vitesse et finissent par fusionner dans un beau cataclysme, l’espace-temps autour de ce couple singulier doit subir des phénomènes semblables à des vibrations. Il doit alors exister des ondes à la surface de l’espace-temps, de façon similaire à ce que l’on pourrait observer à la surface de l’eau lorsqu’on jette un caillou dans un lac.

Ces ondes de gravitation, ou ondes gravitationnelles, se propagent ensuite, en s’atténuant sur leur trajet, dans tout l’Univers à la vitesse de la lumière.

Les ondes gravitationnelles sont même associées à une particule spécifique dans le bestiaire de la physique des particules : un boson appelé le graviton, qui a la particularité unique dans le monde des particules de posséder un spin égal à 2.

Aujourd’hui, ni les ondes gravitationnelles ni le graviton n’ont pu encore être observés directement. On est en revanche à peu près sûrs de l’existence des ondes gravitationnelles de manière indirecte en observant comment des couples d’étoiles à neutron perdent de l’énergie gravitationnelle, qui ne peut être dû qu’à une émission d’ondes du même nom.

Car les objets à même de produire des ondes gravitationnelles que nous pourrions détecter ne sont pas très nombreux : il s’agit soit de couples d’étoiles à neutron, soit de couples de trous noirs ou encore des couples mixtes : étoile à neutron-trou noir. Il est également possible dans une moindre mesure d’espérer avoir un signal détectable dans le cas d’un couple naine blanche-étoile à neutron si sa distance n’est pas trop éloignée de nous.

Le signal des ondes gravitationnelles et de fait toujours extrêmement faible. Des détecteurs d’ondes gravitationnelles ont été construits ou sont en cours de construction un peu partout dans le monde. Comme le passage d’une onde gravitationnelle sur Terre a pour conséquence de légèrement réduire ou augmenter la distance séparant un point d’un autre (imaginez un espace  élastique qui ondule), le principe utilisé pour mettre en évidence le passage d’une telle onde (ou une suite d’ondes) repose sur l’optique, et plus exactement sur l’interférométrie laser, la seule solution efficace pour mesurer avec une très grande précision une différence de longueur entre deux points.

L'interféromètre européen VIRGO (LAL/CNRS)

Car de la précision il en faut pour voir le passage d’une onde gravitationnelle : la variation relative de longueur à détecter est de l’ordre de 10^-21, soit un milliardième de nanomètre pour un kilomètre…

Les principaux interféromètres dédiés à la recherche d’ondes gravitationnelles sont VIRGO en Italie, LIGO-Hanford et LIGO-Louisiana aux Etats-Unis, LIGO-India en inde ainsi que Kagra au Japon.

L’inconvénient majeur de ces interféromètres laser kilométriques est que, individuellement, ils ne peuvent détecter que le passage d’une onde gravitationnelle, il ne peuvent pas dire de quelle direction celle-ci provient. En revanche, et c’est ce qu’ont compris les physiciens des différents continents, si les différents interféromètres sont associés entre eux, il devient possible de faire de la triangulation et de pouvoir déterminer grosso modo une direction dans le ciel. L’association des 5 interféromètres cités peut ainsi permettre de localiser une source d’ondes gravitationnelles dans une zone de 6° de côté pour des sources pouvant être éloignées jusqu’à 2,5 milliards d’années-lumière.

Figures d'interférences pour différentes distances entre miroirs

Non seulement l’amplitude du signal est faible et la localisation délicate, même si les physiciens n’ont pas peur de relever le défi, l’occurrence de ces événements singuliers de fusion de couples d’objets denses est également très faible… Elle est estimée à environ 1 événement tous les 10000 ans par galaxie. Ce qui veut dire qu’il faudrait scruter 10000 galaxies simultanément pendant un an pour espérer « voir » un seul tel cataclysme producteur d’ondes gravitationnelles.

Qu’à cela ne tienne ! Physiciens et astronomes relèvent tous les défis de la connaissance. Ils devront donc regarder des milliers de galaxies à la fois.

Bien évidemment, le but des équipes de physiciens, après avoir localisé grossièrement la source d’ondes gravitationnelles, est de donner l’alerte le plus vite possible aux astrophysiciens pour qu’ils recherchent dans la zone ainsi définie une contrepartie visible (dans toutes les longueurs d’onde) du phénomène cataclysmique, par nature transitoire.

Des télescopes sont spécifiquement dévolus à la recherche d’événements transitoires de ce type, que ce soit des télescopes en orbite comme Fermi ou Swift, ou bien des télescopes terrestres munis de cameras à grand champ comme le Zwicky Transcient Facility prévu dès 2015, le  Dark Energy Camera (installé en 2012) ou encore le Jansky Very Large Array dans le domaine des ondes radio.

Albert Einstein en 1921

Mais de récents calculs ont montré que ces événements rares de fusion d’objets compacts pourraient produire une importante émission dans l’infra-rouge. Or il n’existe à l’heure actuelle aucun télescope infra-rouge pouvant capturer un grand champ de vue. Des équipes d’astronomes et d’astrophysiciens ont donc proposé la construction de deux nouveaux télescopes dédiés à ce type de recherche, l’un au sol, le Synoptic All-Sky InfraRed telescope (SASIR) pouvant fournir un champ jusqu’à 1°, l’autre en orbite, le Wide-Field Infrared Survey Telescope (WFIRST) avec un champ de 0.3 degrés.

Parallèlement à ces efforts instrumentaux, il est également extrêmement important pour les astronomes de mieux connaître à l’avance simplement où se trouvent les galaxies, de manière à pouvoir éliminer des sources transitoires qui seraient autant de signaux parasites. En effet, des phénomènes transitoires qui ressemblent à s’y méprendre au signal attendu mais qui n’en sont pas la conséquence, sont nombreux au sein des galaxies.

La quête des ondes gravitationnelles ressemble ainsi à un élan qui pousse en avant de nombreux domaines, qu’ils soient technologiques avec l’élaboration de systèmes optiques ultra performants ou de nouveaux télescopes, ou bien fondamentaux avec la construction de vastes catalogues galactiques. Presque un siècle après son invention par Albert Einstein, la théorie de la Relativité Générale produit aujourd’hui indirectement nombre d’innovations technologiques et de progrès dans les connaissances astronomiques, et ce dans le simple but de sa validation définitive.