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Détection interférométrique terrestre d'ondes gravitationnelles

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La détection interférométrique terrestre d'ondes gravitationnelles fait référence aux méthodes et dispositifs utilisés pour rechercher et détecter les ondes gravitationnelles utilisant des interféromètres construits au sol. La plupart des observations actuelles d’ondes gravitationnelles ont été réalisées à l’aide de ces techniques; la première a été réalisée en 2015 par les deux détecteurs LIGO . Les principaux détecteurs actuels sont les deux LIGO aux États-Unis, Virgo en Italie et KAGRA au Japon, qui font tous partie de la deuxième génération de détecteurs; les projets futurs incluent LIGO-India dans le cadre de la deuxième génération, et Einstein Telescope et Cosmic Explorer formant une troisième génération.

Histoire[modifier | modifier le code]

Bien que les ondes gravitationnelles aient été théorisées par Albert Einstein lorsqu'il a formulé la relativité générale en 1916[1], il n'y a pas vraiment eu d'efforts pour tenter de les détecter avant les années 1960, lorsque Joseph Weber a créé la première « barre de Weber ». Bien que ces dispositifs ne se révèlent pas suffisamment sensibles pour détecter les ondes gravitationnelles, de nombreux groupes dédiés aux ondes gravitationnelles se sont créés à cette époque. L'idée d'utiliser de grands interféromètres pour la détection d'ondes gravitationnelles est formulée dans les années 1970, et commence à prendre de l'ampleur dans les années 1980, culminant en la fondation de LIGO en 1984 et Virgo en 1989[2],[3].

La plupart des grands interféromètres actuels ont débuté leur construction dans les années 1990 et l'ont terminé au début des années 2000 (1999 pour LIGO[4], 2003 pour Virgo[5], 2002 pour GEO600). Après quelques années d'observations entrecoupées d'améliorations pour atteindre la sensibilité désirée, il est devenu clair qu'une détection était improbable et que des améliorations plus substantielles étaient nécessaire. Ces améliorations ont pris la forme des projets maintenant désignés comme « seconde génération de détecteurs » (Advanced LIGO et Advance Virgo), avec des gains de sensibilité importants. Cette période marque également le début de périodes d'observation jointes entre différents détecteurs, qui sont cruciales pour confirmer la validité d'un signal, et qui ont conduit à la formation de collaborations internationales.

Les mises à niveau de la deuxième génération ont été réalisées pendant la première partie des années 2010, entre 2010 et 2014 pour LIGO et de 2011 à 2017 pour Virgo. En parallèle, le Japon lance le projet KAGRA en 2010. En 2015, après avoir repris les observations, les deux détecteurs LIGO réalisent la première observation directe des ondes gravitationnelles. Cela marque le début d'une série de périodes d'observation (toujours en cours), désignées sous les noms O1 jusqu'à O5[6]. Virgo rejoint les observations en 2017, peu avant la fin de la période O2, menant rapidement à la première détection impliquant trois détecteurs, et quelques jours plus tard à GW170817, le seul signal à avoir été observé à la fois avec des ondes gravitationnelles et des ondes électromagnétiques. KAGRA a achevé sa construction en 2020, et n'a pour l'instant observé que durant de courtes périodes en raison de sa faible sensibilité.

La période d'observation O4 est actuellement (juin 2024) en cours, et est prévue pour durer jusqu'en juin 2025. Plus de 90 observations confirmées ont été publiées; les collaborations produisent maintenant des alertes en direct, avec plus d'une centaine d'alertes significatives déjà émises durant O4[7].

Principe[modifier | modifier le code]

Animation montrant le principe de détection des ondes gravitationnelles avec un interféromètre tel que Virgo. Les déplacements des miroirs et la différence de phase sont largement exagérés ; le temps est également ralenti par plus d’un facteur 10.

En relativité générale, une onde gravitationnelle est une perturbation de l'espace-temps qui se propage à la vitesse de la lumière. Elle courbe donc légèrement l'espace-temps, ce qui change localement le chemin parcouru par la lumière. Mathématiquement, si est l'amplitude de l'onde (supposée faible) et la longueur d'une cavité optique dans laquelle la lumière circule, le changement du chemin optique dû au passage de l'onde gravitationnelle est donné par la formule [8]:avec un facteur géométrique dépendant de l'orientation de la cavité par rapport à la direction de la propagation de l'onde. En d'autres termes, le changement de longueur est proportionnel à la longueur de la cavité et à l'amplitude de l'onde.

Interféromètre[modifier | modifier le code]

Dans une configuration typique, le détecteur est un interféromètre de Michelson dont les miroirs sont suspensdus. Un laser est divisé en deux faisceaux à l'aide d'une lame séparatrice placée à 45 degrés du faisceau d'entrée. Les deux faisceaux se propagent à travers les deux bras de l'interféromètre, sont réfléchis par les miroirs situés au bout des bras, et sont recombinés au niveau de la séparatrice, créant une figure d'interférences qui est mesurée à l'aide d'une photodiode. Le passage d'une onde gravitationnelle change le chemin optique du laser de manière différente entre les deux bras, créant un signal détectable à la sortie de l'interféromètre.

Cela implique que les différents miroirs de l'interféromètre doivent être immobiles : lorsqu'ils se déplacent, la longueur de la cavité optique change et la mesure est donc modifiée. La position exacte des miroirs par rapport à un point de référence est surveillée continuellement[9], avec une précision au-delà du dixième de nanomètre (pour les longueurs) et de quelques nanoradians (pour les angles)[10]. Plus le détecteur est sensible, plus la précision nécessaire est importante. Parvenir au positionnement correct pour le fonctionnement de l'interféromètre est un problème de contrôle complexe ; cela nécessite une longue série d'étapes dirigeant les différentes parties de l'interféromètre. Une fois que tout est en place, des corrections sont continuellement appliquées afin de conserver la configuration optimale[11].

Le signal induit par une onde gravitationnelle potentielle est donc « encodé » dans les variations de l'intensité lumineuse mesurées à la sortie de l'interféromètre[12]. Cependant, un certain nombre de causes externes (qualifiées de bruit) modifient également le schéma d'interférences en permanence. Si rien n'est fait pour les contrôler, les signaux physiques seraient totalement indiscernables du bruit ambiant. La conception de ce type de détecteur tourne donc entièrement sur le contrôle des différentes sources de bruit, avec un inventaire détaillé de celles-ci et des efforts continuels pour les atténuer[13],[10].

Le choix d'utiliser un interféromètre plutôt qu'une simple cavité permet d'augmenter significativement la sensibilité du détecteur aux ondes gravitationnelles. En effet, la contribution de certains bruits expérimentaux est fortement réduite : au lieu d'être proportionnels à la longueur d'une cavité unique, ils dépendent de la différence de longueur entre les bras. De plus, l'onde gravitationnelle affecte les deux bras de manière opposée ; si la longueur d'un des bras change d'une quantité , la longueur de l'autre bras change de . Le schéma d'interférence dépendant de la différence de longueur des deux bras, celle-ci est donc deux fois plus importante que le changement de longueur qui serait observé dans une seule cavité.

Le point de fonctionnement de l'interféromètre est légèrement décalé de la « frange noire », qui est une configuration dans laquelle les interférences sont intégralement destructives, c'est à dire qu'aucune lumière ne sort de l'interféromètre. Ce choix peut paraître contre-intuitif, car la sensibilité au passage d'une onde gravitationnelle est maximale en « demi frange » (quand la moitié de la lumière quitte l'interféromètre) ; cependant, ce choix entraînerait également une sensibilité plus élevée aux fluctuations de puissance du laser, noyant le signal. Le choix de la frange noire permet également de tirer pleinement partie de la présence d'un miroir de recyclage de puissance, qui réinjecte la lumière qui sort du côté de l'entrée de l'interféromètre[14],[15].

Détecteurs[modifier | modifier le code]

LIGO[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory.
Bras nord de l'observatoire LIGO Hanford.

LIGO est composé de deux détecteurs différents, un situé à Hanford dans l'état de Washington et un à Livingston en Louisiane (ils sont donc séparés d'environ 3000 mètres). km). Les deux détecteurs ont une conception très similaire, avec des bras de 4 km de long, bien qu'il existe des différences mineures entre les deux. Ils faisaient partie de la première génération de détecteurs, leur construction s'étant achevée en 2002 ; en 2010, ils ont été fermés pour un ensemble important d'améliorations, regroupées sous le nom « Advanced LIGO », transformant LIGO en un détecteur de deuxième génération. Les deux instruments reprennent les observations début 2015, effectuant la première détection d'ondes gravitationnelles la même année.

Virgo[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Virgo (interféromètre).
Vue aérienne du détecteur Virgo.

Virgo est un détecteur situé près de Pise, en Italie, avec des bras longs de 3 km. Il faisait partie de la première génération de détecteurs, terminant sa construction en 2003 ; il a été fermé en 2011 pour préparer les améliorations de deuxième génération « Advanced Virgo » Celles-ci ont été achevées en 2017, lui permettant de rejoindre la période d'observation « O2 », réalisant rapidement la première détection à trois détecteurs conjointement avec LIGO .

KAGRA[modifier | modifier le code]

Article détaillé : KAGRA.
Photo d'un des bras KAGRA pendant la construction.

KAGRA (anciennement connu sous le nom de LCGT) est un interféromètre avec des bras de 3 km de long, basé à l'Observatoire de Kamioka au Japon, qui fait partie de la deuxième génération de détecteurs. Il a été rendu opérationnel pour la première fois en 2020, même s’il n’a pas encore pu réaliser de détection. Bien que la conception de base soit similaire à LIGO et Virgo, il est construit sous terre et utilise des miroirs cryogéniques, ce pourquoi il a souvent été qualifié de « détecteur de génération 2,5 »[16].

Autres détecteurs[modifier | modifier le code]

GEO600 a été initialement conçu comme un effort germano-brittanique pour construire un interféromètre avec des bras de 3 km ; il a par la suite été réduit à 600 m pour des raisons de financement. Sa construction s'est achevée en 2002, sur un site proche de Hanovre en Allemagne. Bien que ses capacités soient limités (notamment à basse fréquence), rendant une détection peu probable, il joue un rôle clé dans le réseau de détecteurs en testant de nombreuses technologies de pointe[17].

TAMA 300 (et son prédécesseur, le prototype TAMA 20) était un détecteur japonais avec des bras de 300 m de long, construit à l'université de Mitaka. Il était en parti conçu comme une étape vers des détecteurs plus grand (y compris KAGRA), et a été en activité entre 1999 et 2004. Son infrastructure est maintenant réutilisée pour tester de nouvelles technologies[18]. Le détecteur CLIO, avec des bras de 100 m et situé dans la mine de Kamioka, est un autre détecteur de test, spécifiquement conçu pour tester la technologie cryogénique des miroirs de KAGRA[19].

LIGO-Australia était un projet construire un détecteur semblable à LIGO en Australie, qui n'a finalement pas été financé par le gouvernement australien ; le projet s'est par la suite transfrmé en l'actuel LIGO-India.

L'Holomètre du Fermilab, avec ses bras de 39 m, sonde une bande de fréquence différentes des autres détecteurs, atteignant l'ordre du mégahertz ; il possède des objectifs scientifiques différents.

Détecteurs futurs[modifier | modifier le code]

LIGO-India[modifier | modifier le code]

LIGO-India (ou IndIGO) est un project actuel de détecteur basé à Aundha en Inde, suivant une conception très similaire à LIGO (avec un soutien de la collaboration LIGO). Il a reçu l'approbation du gouvernement indien en 2023, et prévoit de terminer sa construction en 2030[20].

Cosmic Explorer[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Cosmic Explorer.

Cosmic Explorer est un projet de détecteur de troisième génération, qui comprend deux interféromètres avec des bras de respectivement 20 et 40 km de long, situés dans deux zones différentes des États-Unis. Ayant une conception proche de LIGO, il espère tirer partie de l'expérience de ses prédecesseurs, adaptée à des bras sensiblement plus longs. Il est actuellement en train de suivre le processus d'approbation de la NSF; s'il est approuvé, il devrait être complété d'ici la fin des années 2030[21].

Einstein Telescope[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Einstein Telescope.

Einstein Telescope est un projet européen de détecteur de troisième génération ; il prévoit actuellement d'être constitué de trois bras de 10 km de long agencés en triangle, qui agiraient comme trois interféromètres. Ceux-ci seraient situés sous terre, et le détecteur emploierait des miroirs cryogéniques. Il est actuellement prévu pour être complété en 2035, avec une construction qui démarrerait en 2026.

Objectifs scientifiques[modifier | modifier le code]

Diagramme représentant les différentes bandes de fréquence sondées par les différents types de détecteurs et les sources associées ; les détecteurs terrestres se trouvent sur la droite du diagramme.

Les détecteurs actuels ont tous pour objectif d'étudier les ondes gravitationnelles issus de sources astrophysiques. De part leur conception, les détecteurs terrestres ne peuvent détecter les ondes que dans une bande restreinte de fréquence, s'étendant de quelques hertzs à quelques milliers. Les principales sources d'ondes gravitationnelles dans cette bande de fréquences sont les fusions de binaires d'étoiles à neutrons ou de trous noirs, les étoiles à neutrons en rotation, et d'autres sources transientes comme les supernovas. D'autres objets exotiques pourraient également être observés.

Sources transientes[modifier | modifier le code]

Coalescences de binaires compactes[modifier | modifier le code]

Simulation numérique d'ondes gravitationnelles émise par la fusion de deux trous noirs.
Exemple typique du « chirp », issu du signal GW170817. L'axe horizontal représente le temps, et l'axe vertical la fréquence ; la façon dont la fréquence du signal augmente avec le temps est caractéristique d'une fusion de binaires compactes, et la forme exacte du signal est déterminée par les masses des objets.

Quand deux objets massifs orbitent l'un autour de l'autre dans un système binaire, ils émettent des ondes gravitationnelles, et perdent par conséquent de l'énergie; bien que cet effet soit présent pour tout système binaire, il n'est vraiment significatif que pour les objets les plus denses, comme les trous noirs et les étoiles à neutrons. Cette perte d'énergie conduit les objets à se rapprocher, augmentant la fréquence et l'amplitude des ondes gravitationnelles. Cette première phase, généralement désignée sous le nom anglais inspiral, peut durer des millions d'années. Cette phase culmine en la fusion des deux objets (ou merger), formant ensuite un unique objet (généralement un trou noir). La partie de la forme d'onde correspondant à la fusion correspond à l'amplitude et la fréquence la plus élevée, et ne peut être simulée précisément qu'à l'aide de méthodes numériques. Lorsqu'un trou noir est formé, il continue d'émettre un signal d'ondes gravitationnelles dans les quelques secondes suivant la fusion, le temps qu'il prenne sa forme définitive; ce signal est qualifié de ringdown. Les détecteurs actuels ne sont suffisamment sensibles que pour détecter les dernières étapes de la fusion (correspondant aux dernières secondes de l'inspiral, le merger et éventuellement le ringdown). Il prend une forme caractéristique appelée chirp, car elle est réminiscente du chant de certains oiseaux, avec une augmentation rapide de l'amplitude et de la fréquence. Tous les signaux qui ont été observés jusqu'à présent proviennent de binaires compactes[22],[23].

Bursts[modifier | modifier le code]

Les signaux courts, durant entre quelques millisecondes et quelques secondes, sont collectivement qualifiés de burst d'ondes gravitationnelles.

Les supernovas correspondant à l'effondrement d'une étoile en fin de vie peuvent émettre des ondes gravitationnelles potentiellement détectables par les détecteurs actuels[24]. Une détection multimessager (incluant également des observations électromagnétiques ou des neutrinos) permettrait de mieux comprendre le déroulement d'une supernova et la formation des trous noirs[25].

D'autres candidats possibles sont des perturbations d'étoiles à neutrons[26], des effets de "mémoire" issus de la relativité générale[27] ou des cordes cosmiques[28]. Certains phénomènes pourraient également générer des bursts « longs » (de plus d'une seconde), comme des instabilités dans le disque d'accrétion d'un trou noir, ou lorsque de la matière éjectée lors d'une supernova retombe sur l'étoile à neutrons ou le trou noir nouvellement créé[29].

Sources continues[modifier | modifier le code]

La principale source attendue d'ondes gravitationnelles continues sont des étoiles à neutrons, des objets très compacts issus de l'effondrement d'étoiles massives. En particulier, les pulsars représentent un cas particulier d'étoiles à neutrons qui émettent des pulsations de lumière à intervalles réguliers, en raison de leur rotation rapide (pouvant atteindre les centaines de rotations par seconde, comme pour le pulsar PSR J1748-2446ad[30]). Une légère déviation de la symétrie axiale (des minuscules « montagnes » sur la surface) génèrerait des ondes gravitationnelles périodiques sur une longue durée[31]. Il existe différents mécanismes qui pourraient théoriquement conduire à la formation de telles « montagnes », incluant des effets thermiques, mécaniques ou magnétiques ; l'accrétion pourrait aussi induire de tels effets[32],[33],[34].

Une autre source possible d'ondes continues correspond à des objets exotiques, notamment des candidats pour la matière noire. Des axions en rotation autour d'un trou noir[32] ou des systèmes impliquant des trous noirs primordiaux ont par exemple été suggérés comme sources potentielles. D'autres types de matière noire pourraient être également détectés directement via leur interaction avec les éléments optiques des interféromètres[35].

Fond stochastique[modifier | modifier le code]

Différents phénomènes physiques peuvent mener à l'apparition d'un fond stochastique d'ondes gravitationnelles (en), qui se matérialise par une source additionnelle de bruit d'origine astrophysique ou cosmologique dans les détecteurs. Il s'agit donc d'une source (généralement) continue d'ondes gravitationnelles mais provenant de vastes régions du ciel plutôt que d'une source ponctuelle[36].

Le fond diffus cosmologique correspond au plus vieux signal électromagnétique observable de l'Univers. Cependant, des modèles cosmologiques prédisent que des ondes gravitationnelles ont pu être générées dans les premiers instants après le Big Bang. Les ondes gravitationnelles interagissant peu avec la matière, ce signal pourrait toujours être détectable, et fournirait de précieuses informations sur les périodes précédant l'émission du fond diffus cosmologique[37]. En particulier, il pourrait fournir des preuves de l'existence de l'inflation, soit par la détection d'ondes émises directement par le processus d'inflation dans certaines théories[38],[39] ou à la fin de celle-ci[40]; une transition de phase cosmologique (en) pourrait également émettre des ondes gravitationnelles[36]. Des trous noirs primordiaux, qui pourraient se former dans les premières étapes de l'univers, sont également susceptibles d'être détectés sous la forme d'un fond stochastique[41].

De plus, les détecteurs actuels pourraient détecter un fond stochastique d'origine astrophysique, formé de la superposition de toutes les sources transientes distantes émettant des ondes gravitationnelles à un moment donné. Les sources qui contriburaient le plus à ce fond stochastique seraient les binaires d'étoiles à neutrons[42], de trous noirs[43] ou étoile à neutrons-trou noir. Les supernovas et les pulsars pourraient également y contribuer[36]. On estime que ce type de fond stochastique sera le premier à être détectés par les détecteurs actuels[44], ce qui permettrait d'en apprendre plus sur l'évolution de ces sources astrophysiques.

Enfin, les cordes cosmiques sont un autre candidat possible pour la génération d'un fond stochastique, qui pourrait alors apporter la preuve de leur existence[45],[28].

Sources exotiques[modifier | modifier le code]

Des modèles alternatifs d'objets compacts susceptibles de générer des ondes gravitationnelles ont été suggérés par certains physiciens. Certains de ces modèles rentrent dans le cadre de la relativité générale (étoiles à quarks[46], étoiles à bosons[47], trous noirs de Kerr chevelus[48]), tandis que d'autres s'appuient sur différentes approches de gravité quantique (cordes cosmiques[49], fuzzballs[50], gravastars[51]), ou de théories alternatives sur la gravité (étoiles à neutrons ou trous noirs scalarisés, trous de vers[52]). La détection de tels objets pourrait aider à comprendre la nature de la gravitation ou découvrir de nouvelles formes de matière. De plus, des phénomènes ou objets encore complètement inconnus pourraient être découverts, révélant de nouveaux processus physiques.

Propriétés fondamentales de la gravité[modifier | modifier le code]

Polarisation des ondes gravitationnelles[modifier | modifier le code]

Les ondes gravitationnelles sont supposées avoir deux polarisations « tensorielles », surnommées « plus » et « croix » en raison de leurs effets sur un anneau de particules (voir image plus bas). Une onde gravitationnelle est typiquement une superposition de ces deux polarisations, dépendant de l'orientation de la source.

Cependant, certaines théories sur la gravitation autorisent l'existence de 4 polarisations supplémentaire: les deux polarisations « vectorielles » (x et y) et les deux polarisations « scalaires » (« breathing » et « longitudinale »). Détecter de telles polarisations pourrait donc démontrer la viabilité des théories au-delà de la relativité générale[53].

Les polarisations ne peuvent être distinguées qu'en utilisant plusieurs détecteurs ; elles n'ont donc pu être mesurées qu'après l'arrivée de Virgo, les deux détecteurs LIGO étant pratiquement co-alignés[54]. Elles peuvent être détectées sur les coalescences de binaires compactes[55],[56], mais aussi dans un fond stochastique[57] ou des sources continues[58]. Avec la combinaison des détecteurs actuels, il est possible de détecter la présence ou l'absence de polarisations au-delà de la relativité générale, mais pas leur nature ; un total de 5 détecteurs indépendants serait nécessaire pour distinguer toutes les polarisations (à l'exception des deux polarisations scalaires, qui produisent des effets identiques dans ce type de détecteur[56])[59].

  • Effets des polarisations d'une onde gravitationnelle sur un anneau de particules
  • Animation d'un anneau de particule subissant l'effet d'une onde gravitationnelle polarisée. Démarrant en cercle, il est déformé pour devenir un ovale horizontal, redevenir un cercle, puis devenir un ovale vertical, avant de reboucler.
    Polarisation plus
  • Animation d'un anneau de particule subissant l'effet d'une onde gravitationnelle polarisée. Démarrant en cercle, il est déformé pour devenir un ovale en diagonale, redevenir un cercle, puis devenir un ovale sur l'autre diagonale, avant de reboucler.
    Polarisation croix

Lentillage des ondes gravitationnelles[modifier | modifier le code]

La relativité générale prédit qu'une onde gravitationnelle devrait être sujette au lentillage gravitationnelle, de la même manière que la lumière ; cela signifie que la trajectoire suivie par une onde gravitationnelle sera courbé en présence d'un objet massif (typiquement une galaxie ou un amas de galaxies) proche de son chemin[60]. Cela résulte en l'augmentation de l'amplitude de l'onde, voire en l'observation multiple d'un même évènement à différents moments, de la même manière que l'on peut observer plusieurs fois certaines supernovas. De tels évènements seraient suffisamment communs pour être détectés avec les détecteurs actuels dans un futur proche[61]. Des effets de microlentille sont également attendus[62]. La détection d'un tel évènement permettrait de le localiser très précisément, ainsi que de tester la vitesse de gravité et les polarisations[60].

Mesures cosmologiques[modifier | modifier le code]

Les ondes gravitationnelles fournissent une nouvelle manière de mesurer certains paramètres cosmologiques, en particuler la constante de Hubble , qui représente la vitesse de l'expansion de l'univers, et dont la valeur est actuellement mal connue en raison d'un conflit entre différentes méthodes de mesure. Le bénéfice principal des ondes gravitationnelles ici est que la distance de luminosité de la source peut être mesurée directement dans le signal, sans recourir à d'autres mesures ou suppositions comme c'est généralement le cas. Il y a deux grandes catégories de manières de mesure de avec les ondes gravitationnelles pour les détecteurs actuels :

  • Des évènements multimessagers avec à la fois un signal gravitationnel et électromagnétique peuvent être utilisés, en mesurant la distance de la source avec l'onde gravitationnelle et le décalage vers le rouge de la galaxie contenant la source, et en utilisant la loi de Hubble-Lemaître[63].
  • Un traitement statistique peut être appliqué sur une population de binaires de trous noirs (souvent dénommés « dark sirens » dans ce contexte, par opposition aux « bright sirens » qui sont les évènements multimessagers), déterminant des contraintes à la fois sur leur distribution de masse et sur . Un catalogue externe de galaxies peut être utilisé dans une telle analyse, en permettant d'identifier les possibles galaxies hôtes pour chaque évènement[64].

Notes et références[modifier | modifier le code]

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  2. ↑ (en) Diego Bersanetti, Barbara Patricelli, Ornella Juliana Piccinni et Francesco Piergiovanni, « Advanced Virgo: Status of the Detector, Latest Results and Future Prospects », Universe, vol. 7, no 9,‎ , p. 322 (ISSN 2218-1997, DOI 10.3390/universe7090322, lire en ligne, consulté le )
  3. ↑ (it) « The early history of gravitational wave detection in Italy: from the first resonant bars to the beginning of the Virgo collaboration », sur www.paviauniversitypress.it (DOI 10.23739/9788869520709/c17, consulté le )
  4. ↑ « Timeline », sur LIGO Lab | Caltech (consulté le )
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  6. ↑ « IGWN | Observing Plans », sur observing.docs.ligo.org (consulté le )
  7. ↑ « GraceDB | LVK Public Alerts », sur gracedb.ligo.org (consulté le )
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  10. ↑ a et b (en) Gabriele Vajente, Analysis of sensitivity and noise sources for the Virgo gravitational wave interferometer, Pisa, (lire en ligne)
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  12. ↑ (en) Patrice Hello, Coupling of Gravitational Wave Interferometric Detectors, Orsay, (lire en ligne)
  13. ↑ Florent Robinet, the LIGO Scientific Collaboration et the Virgo Collaboration, « Data quality in gravitational wave bursts and inspiral searches in the second Virgo Science Run », Classical and Quantum Gravity, vol. 27, no 19,‎ , p. 194012 (ISSN 0264-9381 et 1361-6382, DOI 10.1088/0264-9381/27/19/194012, lire en ligne, consulté le )
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