Toute masse en mouvement génère des ondes gravitationnelles. surtout si elle effectue une rotation comme les pales d'une éolienne. Toutefois, pour que l'onde soit détectable, il faut qu'elle soit engendrée par une masse très importante et très compacte : les couples de trous noirs ou d'étoiles à neutrons sont ceux qui émettent les ondes les plus intenses. Les sources d’ondes gravitationnelles peuvent être classées en quatre catégories, chacune avec ses méthodes de détection spécifiques.
Figure 1 : Pop II core collapse by courtesy of Marasi et al. ; supernovae by courtesy of Howell et al. ; others from Regimbau et al.
- Les sources périodiques : ce sont des sources à longue durée de vie et dont le signal ne varie pas ou très peu pendant le temps d’observation. Dans la bande de fréquence des détecteurs terrestre, il s’agit typiquement d’étoiles à neutrons en rotation (pulsars) ou de low mass X ray binaries dont l’émission gravitationnelle est entretenue par l’accrétion de matière. Pour les pulsars, deux types de recherche sont envisagées : une recherche des pulsars connus et une recherche aveugle sur tout le ciel dans le domaine des fréquences.
- Les sources binaires : il s’agit de systèmes denses composés de deux étoiles à neutrons, une étoile à neutrons et un trou noir ou deux trous noirs. On distingue trois phases, la phase spirale (les étoiles tournent l’une autour de l’autre et l’orbite se rétrécie par émission gravitationnelle), le collapse (les deux étoiles fusionnent) et le ringdown (oscillations du trou noir final).La forme d’onde étant très bien modélisée pendant la phase spirale, au moins jusqu’à la dernière orbite stable et pendant le ringdown, la méthode de détection optimale est celle du filtre adapté.
Figure 2 : time series of the extra galactic population of double neutron stars up to z=0.5 viewed with different detector low frequency cutoff.
- Les sources impulsionnelles : on range dans cette catégorie toutes les sources dont le signal n’est pas bien modélisé, par exemple les supernovae. Les méthodes de détections consistent à rechercher en coïncidence dans plusieurs détecteurs, ou en coïncidence avec d’autres phénomène observables au moyen d’autres messagers (neutrinos, GRBs…), un pic d’amplitude, dans le domaine temporelle, des fréquences ou temps-fréquences.
- Le fond gravitationnel stochastique : c’est la superposition de toutes les sources non résolues. On distingue deux contributions, le fond stochastique cosmologique créé aux tout premiers instants de l’univers (au moment de l’inflation par des fluctuations quantiques de champs, par des cordes cosmiques qui émettent des ondes gravitationnelles en oscillant et diminuant de longueur, pendant des transitions de phases quand les bulles de la nouvelle phase accélèrent et entrent en collision) souvent vu comme le Graal de l’astronomie des ondes gravitationnelles puisqu’il permettrait de remonter à une fraction de seconde seulement après le Big Bang, et la fond stochastique astrophysique, formé plus récemment , depuis le début de l’activité stellaire.Le fond gravitationnelle stochastique pouvant être confondu avec le bruit de fond de l’instrument, les méthodes de détections consistent à corréler entre eux un ou plusieurs détecteurs pour se débarrasser du bruit et récupérer le signal commun.
Dans Artemis, nous sommes impliqués la modélisation du fond stochastique astrophysique (Figure 1), l’analyse des données du fond stochastique, et mettons au point une méthode pour détecter les régimes non Gaussiens (quand le nombre de sources qui se superposent est faible). Par ailleurs, nous nous intéressons aux sources binaires, dans le cadre du détecteur de troisième génération Einstein Telescope. Nous utilisons des méthodes de Monte Carlo pour étudier les propriétés statistiques du signal produit par la population extragalactique des binaires compactes et étudions des méthodes de détection permettant d’extraire des sources individuelles du bruit de confusion (Figure 2).
