Ondes gravitationnelles et théories de la gravitation

La chronométrie d’un réseau de pulsars ultra-stables fonctionne comme un détecteur galactique géant pour observer les ondes gravitationnelles dans le domaine du nanoHertz. La chronométrie de pulsars appartenant à des systèmes binaires compacts permet également de réaliser des tests des théories de la gravitation en champ fort.

Réseau de pulsars millisecondes (PTA)

La chronométrie d’un réseau de pulsars ultra-stables fonctionne comme un détecteur galactique géant pour observer les ondes gravitationnelles dans le domaine du nanoHertz. Trois consortia européens (EPTA en Europe, NANOGRAV en Amérique du Nord, PPTA en Australie) ont regroupé leurs efforts pour fournir les premières contraintes sur l’émission gravitationnelle provenant de la population de trous noirs binaires super-massifs (entre 10^8 et 10^10 masses solaires) au coeur des galaxies en fusion, ou d’un réseau de boucles de cordes cosmiques. Pour la première fois les limites obtenues guident les théoriciens vers de nouveaux et meilleurs scenarii d’émission gravitationnelle.

Le programme PTA mobilise 2300 heures de radiotélescope par an au Grand Radiotélescope Décimétrique de Nançay (NRT). La chronométrie d’un réseau de pulsars est la seule technique pour détecter les ondes gravitationnelles dans le domaine compris entre le nHz et le μHz, en particulier la signature des trous noirs binaires super massifs. Le NRT fournit des données de très haute qualité et à très haute cadence.

Pulsars binaires et tests GR

Avec des périodes orbitales de quelques heures, les systèmes binaires compacts pulsar/naine-blanche ou pulsar/étoile-à-neutrons sont des laboratoires naturels pour tester les théories de la gravitation en champ fort. Pour les systèmes les plus intéressants, la précision de chronométrie obtenue avec les meilleures mesures radio permet en effet en quelques d’années de mesurer l’ensemble des paramètres orbitaux, képleriens et post-képleriens. Outre la mesure précise des masses des deux composantes, très utile pour tous les modèles de structure interne des étoiles à neutrons, on évalue ainsi pour ces systèmes : la précession orbitale, les paramètres de l’effet Shapiro, le redshift gravitationnel, le rétrécissement de l’orbite par émission d’ondes gravitationnelles. Dans quelques rares cas, on mesure également la précession géodétique due au couplage spin/orbite, on place des limites supérieures intéressantes sur le rayonnement gravitationnel dipolaire issu du couplage entre champ scalaire et champ vectoriel (cas de binaires très asymétriques), et sur les variations de la constante de gravitation.

Le NRT est l’un des rares instruments au monde capable de fournir la qualité et la cadence de données nécessaires pour ce type d’application, notamment pour échantillonner correctement la phase orbitale de ces systèmes. En plus des données PTA, environ 500 heures de télescope par an sont dédiées spécifiquement à ces études, avec le suivi de 90 systèmes doubles.

Tests en physique fondamentale : gravitation avec LISA

La région centrale des galaxies abrite un Trou Noir Super Massif (TNSM). La mesure de l’activité d’accrétion des TNSM nous renseigne sur leur population et environnement stellaire. En particulier, la capture d’un objet compact de 10-100 masses solaires (cas d’un EMRI, pour « Extreme Mass Ratio Inspiral ») par un TNSM est détectable grâce aux ondes gravitationnelles produites, mais uniquement par interférométrie spatiale à laser. L’objet compact peut alors être considéré comme une sonde du champ gravitationnel du TNSM, ce qui en fait une source idéale pour les tests en gravité forte. La connaissance de l’allure du signal gravitationnel, affecté par la force propre (l’ensemble de la réaction de radiation due à l’émission des ondes et de la contribution non radiative due au rapport des masses), est impérative pour que la détection soit réalisée, car contrairement aux binaires de masses comparables, les orbites sont extrêmement complexes (forte excentricité, changement du plan orbital, résonances, zooms et tourbillons, couplages etc.). L’objet compact est modélisé comme une particule massive de taille infinitésimale, ce qui permet de négliger sa structure interne mais introduit la difficulté de régulariser les divergences.

À Orléans, nous avons développé une nouvelle stratégie pour le calcul des formes d’ondes émises pour tous types d’orbites dans la géométrie de Schwarzschild-Droste et analysé les techniques de régularisation pour l’effacement des divergences. Nous avons également étudié l’évolution orbitale itérative (le mouvement de la petite masse est continuellement corrigé par la force propre) à travers la réalisation d’un code numérique parallèle (système d’équations intégro-différentielles aux dérivées partielles du deuxième ordre, par modes – harmoniques sphériques tensorielles – dans le domaine temporel) et déterminé l’équation du mouvement et la déviation géodésique. Trois autres sujets d’étude sont : la possibilité de détecter les mêmes binaires de trous noirs supermassifs avant avec les pulsars et après avec LISA de manière séquentielle, les théorèmes sur l’entropie et le problème à deux corps, soit Newtonien que Einsteinien, la pédagogie autour du principe d’équivalence et de l’unicité de la chute en physique classique et en relativité générale, des rayonnements gravitationnel et de Hawking.