Participation du LAPP

Physiciens : B. Mours , R. Flaminio, F. Marion, L. Massonnet, R. Morand, , D. Verkindt, M. Yvert
Visiteurs : D. Castellazzi , V. Sannibale,
Ingénieurs, Techniciens : F. Bellachia, M. Bermond, D. Boget, T. Carron, F. Chollet, G. Daguin, D. Dufournaud,
P.Y. David, G. Gaillard, L. Giacobone, C. Girard, R. Hermel, J.C. Lacotte, J.C. Le Marec, B. Lieunard,
P. Mugnier, R. Sottile,
Doctorants : M.L. Dedieu, L. Derome, A. Dominjon, C. Drezen, X. Grave

LAPP Annecy, INFN Frascati, IPN Lyon, INFN Naples, LAL Orsay, ESPCI Paris, INFN Perugia, INFN Pise, INFN Rome

1989 : proposition de réaliser VIRGO
1993 : Accord CNRS/INFN
1996 : Ouverture du chantier à Cascina
1999 : fin d'installation de l'interféromètre central
2001 : fin d'installation de VIRGO

The construction of a large Michelson Interferometer for the detection of gravitational waves has been decided by CNRS and INFN. The main activities of the Annecy group have been the design of the central building vacuum chamber with the realization of a full scale lower tower prototype in Annecy, the R&D activities for the photodetection system and its associated optical elements, the data acquisition, the calibration and the simulation.

L'EXPERIENCE VIRGO

L'objectif de l'expérience est de mettre en évidence - de façon directe - l'existence des ondes gravitationnelles, prédite il y a plus de 70 ans par Einstein comme une conséquence de la théorie de la relativité générale. L'intérêt d'une telle mise en évidence est multiple : non seulement elle conforterait davantage la théorie de la relativité générale mais ce serait le premier élément d'analyse des propriétés de la particule d'échange de la force gravitationnelle, le graviton. De plus, elle ouvrirait une nouvelle voie d'exploration de l'univers; les astrophysiciens attendent en effet des ondes gravitationnelles des informations sur des régions cosmiques très denses et très éloignées.

Lors de la propagation d'une onde gravitationnelle, la métrique est perturbée. Ceci correspond à une "déformation de l'espace" conduisant à une modification de la distance l entre deux points initialement séparés par une distance l dans le système de référence d'un détecteur.

Des ondes gravitationnelles sont émises lorsque des masses sont accélérées d'une façon non symétrique. La perturbation de la métrique h = (2 Delta l)/l et l'énergie radiée correspondante sont non négligeables lorsque masses et accélérations mises en jeu sont très grandes. Avec les technologies actuelles on ne peut espérer engendrer en laboratoire des ondes gravitationelles conduisant à des effets mesurables. En fait les espoirs sont tournés vers trois types de sources astrophysiques:

• l'explosion díune supernova ou la création díun trou noir, phénomènes brefs (quelques millisecondes) pour lesquels h est évalué à environ 10^-23 pour une supernova explosant à une distance de 10 Mpc (amas de galaxies de la Vierge).
• les sources périodiques, formées par la rotation asymétrique díun objet massif et compact tel qu'une étoile à neutron. Le signal correspondant est très petit (h est inférieur à 10^-24 pour le pulsar du Crabe par exemple) mais présente l'avantage d'être toujours présent.
• la coalescence d'un système binaire d'étoiles à neutrons ou de trous noirs. Ce phénomène est la source la plus prometteuse d'ondes gravitationnelles car il présente un signal très caractéristique. Le taux attendu est de quelques événements par an dans un rayon de 100 Mpc.

La sensibilité de l'expérience sera de h ~ 3 10^-23/Hz^-1/2 au dessus d'une centaine de hertz; elle est alors limitée par le bruit de photon du faisceau laser. Elle sera atteinte en insérant dans chacun des bras longs de 3 km une cavité Fabry-Perot de finesse 50 pour porter la longueur effective des bras à une centaine de kilomètres, et en utilisant la technique du recyclage pour obtenir une puissance lumineuse sur la lame séparatrice de l'interféromètre d'environ 1 kW. A plus basse fréquence la sensibilité est limitée par l'agitation sismique et thermique des miroirs.

Cet interféromètre est découplé du bruit environnant en étant suspendu dans l'ultra vide: la suspension de ses composants les découple du bruit sismique, l'ultra vide les isole du bruit acoustique et supprime les perturbations dans la propagation du faisceau lumineux. Des suspensions de plusieurs étages sont installées dans des tours dont la hauteur dépend de la qualité de l'isolation sismique requise. Le composant optique qui représente la charge utile de la suspension est suspendu dans la partie basse de ces tours. Ces bas de tours raccordent les segments constitutifs de l'interféromètre.

La fin de la construction sur le site de Cascina, au voisinage de Pise, et le démarrage de la prise de données sont prévus pour la fin de l'année 2001. L'année 1999 représentera une étape importante dans le processus de mise au point du détecteur: elle correspond à l'achèvement d'une première phase de construction permettant d'entreprendre le test de l'interféromètre, dans une configuration simplifiée par rapport au dispositif final.
 

CONTRIBUTION DU LAPP

Les responsabilités du LAPP dans la réalisation de l'appareillage concernent les domaines suivants:

- l'étude et la réalisation des enceintes à vide du bâtiment central et des tours d'extrémité,
- l'étude et la réalisation de l'ensemble de détection du signal,
- les stations de travail, le système díhorloges, les cartes de transmissions numériques, líimagerie,
- le système d'acquisition de données,
- la calibration de l'interféromètre,
- certains logiciels de l'expérience (simulation, visualisation de donnés...).
 

ACTIVITES 95/97

Les enceintes à vide qui abritent les composants optiques et leurs systèmes de suspension doivent satisfaire un certain nombre de critères : grand volume, rigidité mécanique, transformation en salle blanche lors de l'installation des optiques, qualité du vide (pression <10^-8 mbar et absence d'hydrocarbures). Les activités principales du groupe du LAPP sont :

• Définition de la procédure de mise en place des miroirs. Participation à son implémentation dans VIRGO en collaboration avec le groupe de Rome.
• Validation des propriétés ultra vides du prototype díun ëbas de tourí. La pression totale atteinte après étuvage a été de 3.10^-10 mbar et inférieure à 10^-13 mbar pour les hydrocarbures.
• Etudes et suivi de réalisation díun four pour le traitement thermique à 450⁰C des "bas de tour".
• Finalisation des "bas de tour". Suivi de construction.
• Développement du système de vide différentiel entre la partie basse et la partie haute de la tour. Test d'une cloison mobile. Définition d'une chambre à vide intermédiaire équipée de parois minces, suivi de réalisation et test.
• Etudes et suivi de réalisation des tubes de liaisons et des vannes reliant les bas de tour dans le bâtiment central.
• Etudes et suivi de fabrication des outillages servant à manipuler les objets introduits dans les bas de tour.
• Etude des différentes structures entourant les bas de tours dans le bâtiment central

• Le développement et les tests de la cavité optique résonnante chargée de filtrer la faisceau sortant de l'interféromètre ("Mode Cleaner"). Ceci a nécessité entre autres la réalisation du système díadaptation de la géométrie des faisceaux, la réalisation de la mécanique, de l'électronique et de l'informatique du système de contrôle de sa longueur, d'un petit interféromètre pour tester le Mode Cleaner.
• Des tests de validation des photodiodes utilisables pour le banc de détection et le développement de l'électronique bas bruit et large bande associée à ces photodiodes.
• L'étude et la construction du banc d'optique allant sous vide et des pièces mécaniques supportant les différents éléments optiques.
• La préparation et les tests de moteurs de précision ("pico moteurs") compatibles vide ainsi que le développement des logiciels de contrôles correspondants.
• L'étude, la réalisation et la mise en oeuvre du système díalignement du banc de détection. Ce système comprend des photodiodes "quadrant" et leur électronique analogique ainsi que des caméras numériques. La partie "contrôle des actionneurs" a été réalisée en collaboration avec le groupe de Pise.
• L'intégration complète et le début des tests du banc d'optique et de son système de suspension dans le prototype de bas de tour installé au LAPP.
• Les tests des cartes électroniques de conversion analogique numérique des signaux produits par les photodiodes et le développement des logiciels associés

• Le choix des stations de travail, le suivi de leur commande et l'installation d'un premier cluster.
• Le développement du système de distribution de signaux d'horloges (cartes VME et logiciel).
• Des tests de châssis VME et de processeurs VME.
• La recherche d'une nouvelle caméra numérique, le développement d'une nouvelle interface VME associée et la poursuite du développement des logiciels correspondants.

• Le développement d'un format de données qui a été adopté par tous les grands projets de détecteurs d'ondes gravitationnelles (GEO, LIGO, TAMA, VIRGO).
• Des tests de convertisseurs analogique numériques, leur intégration dans un système de lecture en continu communiquant par fibres optiques avec un châssis VME chargé de la mise en forme des données.
• Le développement d'un système de visualisation des données.

Le programme de simulation a continué d'être développé en mettant l'accent sur la modélisation de la partie optique de l'expérience et sur son utilisation pour l'étude des systèmes de contrôle de l'interféromètre lors du démarrage de l'interféromètre ainsi qu'au cours de la phase de fonctionnement "linéaire". Cette dernière étude est menée en collaboration avec une équipe du LAMII/CESALP.

Enfin la préparation de l'analyse des données de VIRGO a porté sur les problèmes liés à la mise en évidence de signaux périodiques et l"étude d"outils logiciels pour le traitement des données.