Virgo (interféromètre)

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
(Redirigé depuis Interféromètre VIRGO)
Aller à : navigation, rechercher
Page d'aide sur l'homonymie Pour les articles homonymes, voir Virgo.
Virgo
Image illustrative de l'article Virgo (interféromètre)
Carte de l'organisation
  •      Pays fondateurs
  •      Pays ayant rejoint l'expérience Virgo plus tard

Création 27 juin 1994 (accord CNRS-INFN)[1]
Type Collaboration scientifique internationale
Domaine Recherche fondamentale, ondes gravitationnelles
EGO (en) Cascina (Italie)
Coordonnées 43° 37′ 53″ N, 10° 30′ 18″ E
Budget Une dizaine de millions d'euros par an, dont environ la moitié financée par le CNRS
Membres CNRS (France), INFN (it) (Italie), Nikhef (en) (Pays-Bas), POGRAW (Pologne) et RMKI (Hongrie)
Effectifs Plus de 320 personnes
Porte-parole Fulvio Ricci
Affiliation LVC (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration)
Site web http://www.virgo-gw.eu

Géolocalisation sur la carte : Italie

(Voir situation sur carte : Italie)
Virgo

Virgo est un instrument scientifique géant construit à Cascina, près de Pise en Italie. La collaboration internationale associée comprend des laboratoires de cinq pays : la France et l'Italie (les deux pays à l'origine du projet), les Pays-Bas, la Pologne et la Hongrie. Le détecteur Virgo est un interféromètre de Michelson isolé des perturbations extérieures (miroirs et instrumentation suspendus, faisceaux laser sous vide) et dont chacun des bras mesure trois kilomètres de long. Virgo a pour but de réaliser la détection directe des ondes gravitationnelles prédites par la théorie de la Relativité Générale.

D'autres détecteurs similaires à Virgo sont en fonctionnement dans le monde, notamment les deux interféromètres LIGO, construits aux États-Unis : à Hanford dans l'état de Washington et à Livingston en Louisiane. Depuis 2007, Virgo et LIGO sont liés par un accord de collaboration[2] incluant l'échange des données enregistrées par les différents détecteurs et une politique de publication commune des résultats de physique obtenus en analysant conjointement ces données. Cette coopération est nécessaire : les détecteurs interférométriques géants ne sont pas directionnels (ils observent l'ensemble du ciel) et cherchent des signaux d'amplitudes extrêmement faibles, rares et perturbés par des bruits instrumentaux d'origines très variées. Ainsi, seule la détection simultanée d'une onde gravitationnelle dans plusieurs instruments permettra de conclure à une découverte et d'obtenir des informations sur la source de ce signal.

Virgo est nommé d'après l'amas de la Vierge (la Vierge se disant Virgo en latin), un amas d'environ 1500 galaxies situé à environ 50 millions d'années-lumière de la Terre dans la constellation de la Vierge. Comme aucune source terrestre d'ondes gravitationnelles n'est assez puissante pour produire un signal détectable, Virgo doit observer le cosmos. Plus le détecteur est performant et plus il peut voir loin et augmenter ainsi le nombre de sources potentielles. C'est important car les phénomènes violents auxquels Virgo est sensible (coalescence d'un système binaire d'astres compacts, étoiles à neutrons ou trous noirs ; explosion d'une supernova[réf. nécessaire] ; etc.) sont rares[pas clair] : plus Virgo surveille de galaxies et plus la probabilité qu'une source d'ondes gravitationnelles émette un signal détectable est importante.

Les années 2000 ont vu la construction puis la mise en service et enfin l'utilisation du détecteur Virgo "initial" . Celui-ci a atteint ses objectifs, notamment son niveau de sensibilité aux ondes gravitationnelles attendu. Ce travail de longue haleine a permis de valider les choix techniques faits pour construire Virgo et a montré que les interféromètres géants étaient des instruments prometteurs pour détecter les ondes gravitationnelles dans une grande gamme de fréquence[3],[4]. Néanmoins, le détecteur Virgo initial n'avait pas une sensibilité suffisante pour y parvenir. Aussi, il a été démantelé à partir de 2011 pour laisser la place au détecteur Virgo avancé dont l'objectif est d'atteindre une sensibilité 10 fois meilleure et donc d'observer un volume d'Univers 1000 fois plus grand. Le détecteur Virgo avancé bénéficie de l'expérience acquise sur le détecteur Virgo initial ainsi que des progrès techniques accomplis ces dernières années.

Le début de l'année 2016 marquera une étape importante pour la construction du détecteur Virgo avancé. En effet, si la configuration de l'instrument ne sera pas finale, celui-ci pourra prendre des données avec une sensibilité améliorée par rapport au détecteur Virgo initial. Après une période de test de plusieurs mois, le détecteur Virgo avancé rejoindra les deux détecteurs LIGO avancés ("aLIGO") pour une première prise de données commune. Les détecteurs aLIGO sont opérationnels depuis la fin de l'été 2015[5].

Objectifs[modifier | modifier le code]

Vue aérienne du site de l'expérience Virgo montrant le bâtiment central, le bâtiment du Mode-Cleaner, l'ensemble du bras ouest de 3 km de long et le début du bras nord (à droite). Les autres bâtiments abritent bureaux, ateliers, les ressources informatiques du site et la salle de contrôle de l'interféromètre. Lors de cette prise de vue, le bâtiment abritant l'auditorium, la direction et la cantine n'avait pas encore été construit.

Le premier objectif de Virgo est d'observer directement les ondes gravitationnelles, une conséquence directe de la théorie de la relativité générale publiée par Albert Einstein en 1915. L'étude sur trois décennies du pulsar binaire 1913+16 (dont la découverte a été récompensée par le Prix Nobel de Physique 1993) a permis d'obtenir une évidence indirecte de l'existence des ondes gravitationnelles : l'évolution au cours du temps de la période orbitale du pulsar binaire est en excellent accord avec la variation calculée en supposant que le système perd de l'énergie sous forme d'ondes gravitationnelles[6]. Le mouvement de rotation s’accélère (sa période, actuellement de 7,75 heures, diminue de 76,5 microsecondes par an) et les deux astres compacts se rapprochent d'environ trois mètres par an. Ils devraient coalescer dans environ trois cents millions d'années et seuls les derniers instants précédant cette "collision cosmique" généreront une onde gravitationnelle suffisamment importante pour être visible dans un détecteur comme Virgo. Cette prévision a été confirmée par une détection directe des ondes gravitationnelles par le détecteur interférométrique géant LIGO le 14 septembre 2015[7] alors que Virgo était à l'arrêt en vue d'améliorer ses équipements.

À plus long terme, une fois les ondes gravitationnelles découvertes, Virgo peut participer à l'émergence d'une nouvelle branche de l'astronomie en observant l'Univers sous un angle différent et complémentaire des télescopes et détecteurs actuels. Les informations apportées par les ondes gravitationnelles viendront s'ajouter à celles fournies par l'étude du spectre électromagnétique (micro-ondes, ondes radio, infrarouge, visible, ultraviolet, rayons X et gamma), des rayons cosmiques et des neutrinos. En particulier, observer de manière indépendante plusieurs rayonnements émis par une source d'ondes gravitationnelles, est un objectif important de Virgo et LIGO. Dans le but de corréler une détection d'ondes gravitationnelles avec des événements visibles et localisés, les collaborations ont signé de nombreux accords bilatéraux avec des équipes exploitant des télescopes (et, plus généralement, des instruments scientifiques qui observent l'Univers) pour informer rapidement (en quelques jours voire en quelques heures) ces partenaires lorsqu'un signal potentiel d'ondes gravitationnelles est observé. Ces alertes doivent être envoyées avant de savoir si le signal est réel ou pas, car la source (si elle est réelle) peut n'être visible que pendant une courte période de temps.

Détection interférométrique d'une onde gravitationnelle[modifier | modifier le code]

Effet d'une onde gravitationnelle sur une cavité optique[modifier | modifier le code]

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 très légèrement l'espace-temps, ce qui change localement le trajet de la lumière. Mathématiquement, si est l'amplitude (supposée petite) de l'onde gravitationnelle incidente et la longueur de la cavité dans laquelle circule la lumière, la variation du chemin optique due au passage de l'onde gravitationnelle est donné par la formule[8]:

avec un facteur géométrique qui dépend de l'orientation relative entre la cavité et la direction de propagation de l'onde gravitationnelle incidente.

Principe de la détection[modifier | modifier le code]

Schéma de base (très simplifié) d'un détecteur interférométrique d'ondes gravitationnelles comme Virgo.

Au premier ordre, Virgo est un interféromètre de Michelson dont les miroirs sont suspendus. Un laser est divisé en deux faisceaux par une lame séparatrice inclinée à 45 degrés. Les deux faisceaux ainsi produits se propagent dans les bras perpendiculaires de l'interféromètre, sont réfléchis par des miroirs situés au bout des bras et se recombinent sur la séparatrice, produisant des interférences qui sont détectées sur une photodiode. Le passage d'une onde gravitationnelle change les chemins optiques suivi par le laser dans les bras, ce qui modifie en retour la figure d'interférence enregistrée par la photodiode.

Le signal laissé par une éventuelle onde gravitationnelle est donc "inclus" dans les variations de l'intensité lumineuse détectées en sortie de l'interféromètre[9]. Or, de très nombreuses causes externes -- appelées génériquement bruits -- modifient en permanence et de manière très importante la figure d'interférence : si rien n'est fait pour s'en affranchir, les signaux physiques cherchés sont noyés dans ce bruit de fond parasite et passent complètement inaperçu. La conception de détecteurs comme Virgo et LIGO nécessite donc un recensement des très nombreuses sources de bruit affectant la mesure et un effort important pour les réduire au maximum[10],[11]. Pendant les périodes de prise de données, des programmes informatiques mesurent en permanence le niveau de bruit de l'interféromètre et des études poussées sont menées pour identifier les bruits dominants et agir sur leurs causes. Chaque période pendant laquelle un détecteur est jugé "trop bruyant" est exclue de l'analyse des données : il s'agit donc de réduire au maximum ces temps morts.

Sensibilité du détecteur[modifier | modifier le code]

Une courbe de sensibilité du détecteur Virgo entre 10 Hz et 10 kHz, obtenue en août 2011(en) « Virgo Sensitivity Curves »,‎ (consulté le 1er décembre 2015).. Sa forme est caractéristique : le bruit thermique du mode pendule des suspensions des miroirs domine à basse fréquence tandis que la remontée à haute fréquence est due au bruit de grenaille du laser. Entre ces deux bandes de fréquence et superposés à ces bruits fondamentaux, on peut voir des résonances (par exemple les modes violons des fils de suspension) ainsi que les contributions des bruits instrumentaux (par exemple le 50 Hz du secteur et ses harmoniques) que l'on cherche à réduire en permanence.

Un instrument comme Virgo est caractérisé par sa sensibilité, une mesure du signal le plus ténu qu'il peut détecter -- plus la sensibilité est un petit nombre et meilleur est le détecteur. La sensibilité varie avec la fréquence car chaque bruit de mesure domine dans une gamme de fréquence particulière. Par exemple, pour le détecteur avancé Virgo, il est prévu que la sensibilité soit finalement limitée par[11] :

  • le bruit sismique (les vibrations du sol dont les origines sont multiples : vagues en mer Méditerranée, vent, l'activité humaine, par exemple la circulation routière, etc.), dans les très basses fréquences jusqu'à la dizaine de Hertz (Hz)
  • le bruit thermique des miroirs et de leurs fils de suspension, de quelques dizaines de Hz à plusieurs centaines
  • au-delà de plusieurs centaines de Hz par le bruit de grenaille du laser.

Virgo est un détecteur "large bande", sensible de quelques Hz à 10 kHz. Mathématiquement, sa sensibilité est caractérisée par sa densité spectrale de puissance, recalculée en temps réel à partir des données enregistrées par le détecteur. La courbe ci-contre montre un exemple de densité spectrale d'amplitude (la racine carrée de la densité spectrale de puissance), obtenue par Virgo en 2011 et représentée en échelle "log-log".

Amélioration de la sensibilité[modifier | modifier le code]

Utiliser un interféromètre plutôt qu'une cavité optique permet d'améliorer grandement la sensibilité de l'instrument aux ondes gravitationnelles[12]. En effet, dans cette configuration basée sur une mesure d'interférence, les contributions de certains bruits expérimentaux sont très fortement réduites : au lieu d'être proportionnelles à la longueur d'une cavité simple, elles dépendent dans ce cas de la différence de longueur des bras. En bonus, on bénéficie avec un interféromètre de l'effet différentiel du passage d'une onde gravitationnelle dans le plan transverse à sa direction de propagation : lorsque la longueur d'un chemin optique est modifiée par un facteur , un chemin optique perpendiculaire de même longueur change d'une quantité . Or, l'interférence en sortie d'un interféromètre de Michelson dépend de la différence de longueurs entre les deux bras : l'effet mesuré est donc amplifié d'un facteur 2 par rapport à une cavité simple.

Ensuite, il faut "geler" au mieux les différents miroirs de l'interféromètre : lorsqu'ils bougent, les longueurs des cavités optiques changent et donc le signal d'interférence en sortie du détecteur fait de même. Les positions relatives des miroirs par rapport à une référence et leur alignement sont donc contrôlés très précisément[13] : à mieux que le dixième de nanomètre pour les longueurs[11] ; au niveau de quelques nanoradians pour les angles. Ce point de fonctionnement optimal est d'autant plus étroit que l'interféromètre est performant.

Atteindre ce point optimal à partir d'une configuration initiale où les différents miroirs sont libres est un défi dans le domaine du contrôle-commande[14]. Dans une première étape, chaque miroir est contrôlé localement pour atténuer son mouvement résiduel ; ensuite, une séquence d'actions plus ou moins longue et complexe permet de passer d'une série de contrôles locaux indépendants à un contrôle global unique de l'interféromètre. Une fois ce point de fonctionnement atteint, il est plus simple de s'y maintenir car des signaux lus en temps réel mesurent l'écart existant entre la configuration actuelle de l'interféromètre et sa référence. En fonction des différences relevées, des corrections sont appliquées sur les différents miroirs pour ramener le système vers son point de fonctionnement.

Le meilleur point de fonctionnement d'un détecteur interférométrique d'ondes gravitationnelles est légèrement décalé par rapport à la "frange noire", une configuration pour laquelle les deux faisceaux laser recombinés sur la lame séparatrice interagissent de manière destructive : presqu'aucune lumière n'est alors détectée en sortie. Par le calcul, on montre que la sensibilité varie comme[11] , où est la longueur des cavités et la puissance du laser incidente sur la séparatrice. Pour l'améliorer, il faut donc augmenter ces deux quantités.

  • Les bras du détecteur Virgo font 3 km de long.
  • Pour augmenter encore la longueur du chemin optique suivi (par un facteur d'environ 50), des miroirs très réfléchissants sont installés dans les bras, formant ainsi des cavités Fabry-Perot.
  • Enfin, comme l'interféromètre est réglé sur la frange noire et que les miroirs en fond de bras sont très réfléchissants, presque toute la puissance laser est renvoyée vers la source depuis la séparatrice. Un miroir supplémentaire, également très réfléchissant est donc installé dans cette zone pour recycler la lumière et la maintenir dans l'instrument.
Configuration optique du détecteur Virgo de première génération. On peut lire sur le dessin l'ordre de grandeur des puissances laser stockées dans les différentes cavités.

Histoire[modifier | modifier le code]

Le projet Virgo a été approuvé en 1993 par le CNRS français et en 1994 l'INFN (en) italien, les deux instituts à l'origine de cette expérience. La construction du détecteur a débuté en 1996 sur le site de Cascina près de Pise en Italie. En décembre 2000[15], le CNRS et l'INFN ont créé le consortium de droit privé italien EGO (en). EGO est responsable du site de l'expérience Virgo, de la construction du détecteur, de sa maintenance et de ses améliorations, ainsi que des phases de prises de données. EGO a également pour mission de promouvoir l'étude de la gravitation en Europe.

En décembre 2015, six laboratoires français (tous en cotutelle CNRS) sont membres de la collaboration Virgo (laquelle comprend 19 laboratoires, plus EGO).

La construction du détecteur Virgo initial s'est achevée en juin 2003[16] et plusieurs séries de prise de données, notamment en coïncidence avec les deux détecteurs LIGO ont eu lieu entre 2007[17] et 2011. Ensuite, une longue phase d'amélioration a démarré qui devrait atteindre une première étape importante courant 2016. L'objectif est que le futur détecteur Virgo avancé ait une sensibilité dix fois meilleure que cette de Virgo initial. Ce nouveau instrument permettra d'explorer une région de l'Univers 1000 fois plus importante et donc d'augmenter considérablement la probabilité de détecter un ou plusieurs signaux d'ondes gravitationnelles.

L'instrument[modifier | modifier le code]

Schéma d'une suspension "superatténuateur" d'un miroir de Virgo. Sa structure en pendule inversée (le "sommet" du pendule est en bas, ce qui permet de diminuer la fréquence de résonance de l'ensemble) contient une chaîne de filtres successifs qui atténuent le bruit sismique puis, en bas, la suspension du miroir. Ce dernier étage permet de contrôler la position du miroir pour des fréquences supérieures à 10 MHz.

Vu d'avion, le détecteur Virgo a une forme caractéristique de "L" avec ses deux bras perpendiculaires longs de 3 km chacun. Ces deux galeries contiennent des tubes à vide de 120 cm de diamètre dans lesquels circulent les faisceaux laser sous ultra-vide. Pour augmenter l’interaction entre la lumière et une onde gravitationnelle incidente, une cavité optique de type Fabry-Perot est installée dans chaque bras ainsi qu'un miroir dit "de recyclage" à l'entrée de l'instrument, entre la source laser et la lame séparatrice.

Virgo est sensible aux ondes gravitationnelles dans un domaine de fréquences allant de 10 à 10 000 Hz. Ses principaux composants sont les suivants :

  • Le laser est la source de lumière de l'expérience. Il doit être puissant tout en étant extrêmement stable, tant en fréquence qu'en amplitude[18]. Pour satisfaire ces spécifications a priori contradictoires, on part d'un laser basse puissance mais très stable[19] ; celui-ci passe au travers d'amplificateurs qui multiplient sa puissance par 100 pour atteindre 50 W dans la dernière configuration du détecteur Virgo initial -- appelée "Virgo+". Pour la configuration finale du détecteur Virgo avancé, le laser devra pouvoir fournir 200 W de puissance[20]. la solution retenue actuellement est un laser entièrement fibré avec un étage d'amplification lui aussi entièrement fibré pour améliorer la robustesse du système. Le laser est activement stabilisé en amplitude, en fréquence et en position afin de ne pas injecter dans l'interféromètre du bruit susceptible de masquer un signal d'onde gravitationnelle en sortie.
  • Les grands miroirs des cavités sont les optiques les plus critiques de l'interféromètre. Ces miroirs forment une cavité optique et permettent de concentrer la lumière dans les bras de 3 km et ainsi d'augmenter le temps d'interaction entre la lumière et le signal d'onde gravitationnelle. Ces miroirs doivent être des pièces hors norme, aux limites de la technologie actuelle. Ce sont des cylindres de 35 cm de diamètre pour 20 cm d'épaisseur[20], faits dans un des verres les plus purs au monde[21]. Les miroirs sont polis au niveau atomique afin de ne pas diffuser et donc perdre de la lumière[22]. Enfin, un dépôt réfléchissant (type réseau de Bragg déposé par IBS) est ajouté ; les miroirs situés en bout de bras réfléchissent ainsi presque toute la lumière incidente : moins de 0,002% de la lumière est perdue lors d'une réflexion[23].
  • Afin de limiter le bruit sismique qui peut se propager jusqu'aux miroirs et ainsi masquer le signal d'onde gravitationnelle, les grands miroirs sont suspendus par un système complexe. Chacun des miroirs principaux est suspendu par quatre fines fibres en silice[24] (donc en verre) qui sont elles-mêmes attachées à des atténuateurs sismiques montés en série. Cette chaîne de suspension, appelée "superatténuateur", fait près de 10 mètres de haut et est également placée sous vide[25]. La chaîne de suspension permet non seulement de limiter l'influence des perturbations locales sur les miroirs, mais aussi de contrôler très finement leur position et leur orientation. Les tables optiques sur lesquelles sont montées les optiques d'injection (utilisées pour façonner le faisceau en entrée) et celles servant à la détection sont également suspendues et sous vide, afin de limiter les bruits acoustique et sismique. Pour le détecteur Virgo avancé, l'instrumentation utilisée pour détecter le signal d'ondes gravitationnelles et contrôler l'interféromètre (photodiodes, caméras et leurs électroniques associées) est également installée sur plusieurs bancs optiques suspendus afin d'éviter de réintroduire du bruit sismique dans le système, via les réflexions parasites de la lumière sur les capteurs.
  • Virgo est la plus grosse installation ultra-vide d'Europe en volume (6 800 m3)[26]. Les deux bras de 3 km sont constitués d'un long tuyau de 1,2 m de diamètre où la pression résiduelle est de l'ordre du millième de milliardième d'atmosphère. Ainsi, les molécules d'air restant ne perturbent pas les trajets des faisceaux laser. D'imposantes vannes[13] sont placées au extrémité des bras afin de pouvoir intervenir sur les tours des miroirs sans devoir remettre à l'air les tubes des bras. Ainsi, le vide des bras kilométriques de Virgo n'a jamais été "cassé" depuis 2008[27].

Le détecteur Virgo initial[modifier | modifier le code]

Le détecteur Virgo initial[28] a pris des données entre 2007 et 2011. Virgo a été arrêté plusieurs mois en 2010 pour une mise à niveau, entre autres, du système de suspension : les câbles en acier initiaux ont été remplacés par des fibres en silice (verre), de manière à diminuer le bruit thermique des suspensions [29]. Après plusieurs mois de prise de données en configuration "Virgo+", le détecteur Virgo initial a été arrêté en septembre 2011[30] pour commencer l'installation du détecteur Virgo avancé -- "Advanced Virgo".

Le détecteur Virgo avancé[modifier | modifier le code]

Virgo avancé (ou "Advanced Virgo")[31] a pour but d'être 10 fois plus sensible que la première version de Virgo, ce qui devrait permettre la première détection des ondes gravitationnelles. Advanced Virgo garde la même infrastructure au niveau du vide que Virgo (avec toutefois l'ajout de "sas cryogéniques" aux extrémités des bras pour piéger les particules résiduelles dans les tubes) mais le reste de l'interféromètre a été considérablement modifié. Les miroirs seront plus gros (350 mm de diamètre, poids de 40 kg) et avec des performances optiques encore bien meilleures[20]. Les éléments optiques les plus sensibles utilisés pour contrôler l'interféromètre seront maintenant sous vide et isolés du bruit sismique venant du sol. Un système d'optique adaptative sera aussi installé pour corriger in-situ les aberrations des miroirs[20]. Dans sa configuration finale, le laser délivra une puissance de 200 W.

Une première étape importante pour Advanced Virgo devrait être atteinte en 2016[32]. Cette étape correspond à l'installation du détecteur et à la première prise de données avec une sensibilité meilleure que celle du détecteur Virgo initial. Après une phase de mise en service de plusieurs mois, une première période de prise de données commune avec LIGO aura lieu fin 2016. La sensibilité finale du détecteur Virgo avancé devrait être atteinte en 2018.

Galerie[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. Memorandum of Understanding Between VIRGO and LIGO
  2. Memorandum of Understanding Between VIRGO and LIGO
  3. Gravitational Waves: Sources, Detectors and Searches
  4. Physics, Astrophysics and Cosmology with Gravitational Waves
  5. La deuxième génération des détecteurs d'ondes gravitationnelles entre en phase d'observation
  6. (en) J.M. Weisberg and J.H. Taylor, « Relativistic Binary Pulsar B1913+16: Thirty Years of Observations and Analysis », ASP Conference Series,‎ (lire en ligne)
  7. (en) Benjamin P. Abbott et al., « Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger », Phys. Rev. Lett., vol. 116,‎ , p. 061102 (DOI 10.1103/PhysRevLett.116.061102, lire en ligne)
  8. (en) The Virgo Collaboration, The VIRGO physics book Vol. II, ([www.virgo-gw.eu/vpb/vpb2.ps.gz lire en ligne])
  9. (en) Patrice Hello, Couplings in interferometric gravitational wave detectors, (lire en ligne)
  10. (en) F. Robinet et al., « Data quality in gravitational wave bursts and inspiral searches in the second Virgo Science Run », Class. Quantum Grav., no 27,‎ , p. 194012 (lire en ligne)
  11. a, b, c et d (en) G. Vajente, Analysis of sensitivity and noise sources for the Virgo gravitational wave interferometer, (lire en ligne)
  12. P. Hello. Détection des ondes gravitationnelles. École thématique. Ecole Joliot Curie "Structure nucléaire : un nouvel horizon", Maubuisson, (France), du 8-13 septembre 1997 : 16ème session, 1997. http://memsic.ccsd.cnrs.fr/cel-00652732/document
  13. a et b T. Accadia et al., « Virgo: a laser interferometer to detect gravitational waves », Journal of Instrumentation, no 7,‎ (lire en ligne)
  14. T. Accadia et al., « Performance of the Virgo interferometer longitudinal control system during the second science run », Astroparticle Physics, no 34,‎ , p. 521-527 (lire en ligne)
  15. Le CNRS signe l'accord franco-italien de création du consortium EGO "European Gravitational Observatory"
  16. Ondes gravitationnelles Inauguration du détecteur franco-italien VIRGO
  17. Ondes gravitationnelles : Virgo entre dans sa phase d'exploitation scientifique
  18. (en) F. Bondu et al., « Ultrahigh-spectral-purity laser for the VIRGO experiment », Optics letters, no 21,‎ (lire en ligne)
  19. (en) F. Bondu et al., « The VIRGO injection system », Classical and Quantum Gravity, no 19,‎ (lire en ligne)
  20. a, b, c et d (en) The Virgo Collaboration, Advanced Virgo Technical Design Report (lire en ligne)
  21. (en) J. Degallaix, « Silicon, the test mass substrate of tomorrow ? », The Next Detectors for Gravitational Wave Astronomy,‎ (lire en ligne)
  22. (en) R. Bonnand, The Advanced Virgo Gravitational Wave Detector/ Study of the optical design and develoment of the mirrors, (lire en ligne)
  23. (en) R Flaminio et al., « A study of coating mechanical and optical losses in view of reducing mirror thermal noise in gravitational wave detectors », Classical and Quantum Gravity, no 27,‎ (lire en ligne)
  24. (en) M. Lorenzini & Virgo Collaboration, « The monolithic suspension for the virgo interferometer », Classical and Quantum Gravity, no 27,‎ (lire en ligne)
  25. (en) S. Braccini et al., « Measurement of the seismic attenuation performance of the VIRGO Superattenuator », Astroparticle Physics, no 23,‎ (lire en ligne)
  26. « Ultra high vacuum technology », sur www.ego-gw.it (consulté le 2 décembre 2015)
  27. Communication personnelle Carlo Bradaschia, responsable du vide à Virgo (2015)
  28. Virgo: a laser interferometer to detect gravitational waves
  29. (en) Marzia Colombini, Thermal noise issue in the monolithic suspensions of the Virgo+ gravitational wave interferometer (lire en ligne)
  30. (en) The Virgo Collaboration, « Status of the Virgo project », Classical and Quantum Gravity,‎ (lire en ligne)
  31. Advanced Virgo: a 2nd generation interferometric gravitational wave detector
  32. Informations venant de la réunion de travail (Virgo Week) de la collaboration de novembre 2015

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]