(article paru dans la revue "h" à o’occasion du 20 ème anniversaire de la proposition de contruction de Virgo)

Nous avons célébré en 2009 un double anniversaire : les vingt ans de la publication de la proposition Virgo, et les quinze ans de la signature de l’accord entre les directeurs de l’INFN et du CNRS de construire Virgo à Cascina.

La proposition Virgo était signée de 47 auteurs, surtout des théoriciens et astrophysiciens, peu d’expérimentateurs, surtout de Pise, Orsay, Naples et Salerne. Une douzaine de ces auteurs de la première heure sont toujours membres de la collaboration Virgo. La proposition Virgo arrivait après une phase de R et D qui avait commencée à Pise et à Orsay, environ dix ans plus tôt.

Avant Virgo, les pré-études à Orsay : 1978-1985

A Orsay, le projet de détection d’ondes gravitationnelles (GW) date du second meeting Marcel Grossman à Trieste (1979), quand Alain Brillet (AB), qui présentait les résultats d’une expérience type Michelson et Morley évoluée, rencontra Ron Drever et les membres du groupe de Garching (A. Rüdiger et R. Schilling), qui rendaient compte de leurs petits prototypes. Ils avaient tous développé des barres de Weber pendant de nombreuses années, et commençaient à jouer avec de petits interféromètres : pendant que d’autres en Italie Australie et aux USA se mettaient à combattre le bruit thermique de leurs barres en les refroidissant, eux commençaient à manipuler des interféromètres.

Leurs premiers résultats étaient encourageants, Ron avait beaucoup de nouvelles idées (le recyclage, entre autres), les allemands aussi (ils présentèrent leur premier filtre « mode cleaner », mais ils n’étaient pas experts en optique ni en lasers - et ce premier mode cleaner était une cavité Fabry Perrot confocale et dégénérée ! ). Leur recherche était fondamentale, excitante, et en lien direct avec nos activités précédentes en métrologie de fréquence laser : Jean Yves Vinet (JYV) après une thèse sur l’étude comparative de différents systèmes résonnants de détection d’ondes gravitationnelles, s’intéressait aux interféromètres et s’arrangea pour y travailler la moitié de son temps, et Nary Man (CNM), au milieu de son doctorat, souhaita s’y associer. Ainsi nous commençâmes à évaluer les limitations fondamentales des interféromètres, et essayer concevoir les difficultés techniques. R. Weiss joua un rôle très important dans cette décision. En 1973, il avait produit une étude détaillée des sources de bruit des interféromètres GW. Son équipe travaillait sur un petit prototype, mais la NSF ne fournissait pas encore un appui important à cette activité, et il était impliqué fortement dans des projets spatiaux (Iras, Cobe). Quand AB lui rendit visite pour la première fois, en 1981, R. Weiss fut très amical, prodiguant encouragement et aide : il passa deux jours entiers à expliquer ses vues sur les interféromètres, et fournit des copies de nombreux documents, y compris des calculs de bruit non publiés (ce qu’il avait aussi du faire avec l’équipe de Garching). Il poussait clairement pour une large collaboration internationale dans ce domaine, et il garda toujours par la suite cette attitude : il embaucha David Schoemaker après sa thèse à Orsay, et nous envoya en post-doc des étudiants remarquables (Dan Dewey, et plus tard Peter Fritschel), il partagea d’autres activités avec JYV (bruit dû à la lumière diffusée, mitigation), et encore aujourd’hui il s’attache à maintenir une collaboration active et amicale, plutôt qu’une compétition. Avec l’appui de quelques collègues connus, comme Thibaud Damour, Philippe Tourrenc, Christian Bordé, Claude Cohen-Tannoudji, nous pûmes commencer à travailler sur les lasers et l’optique d’un détecteur GW à partir du milieu des années 80, avec des fonds venant de différents départements du CNRS, et de militaires français. Les militaires étaient d’abord intéressés à savoir si les ondes gravitationnelles pouvaient être utilisées pour communiquer avec les sous-marins, puis au développement de nouveaux lasers de puissance.

Nous commençâmes à faire porter nos efforts sur les lasers et la métrologie optique. A ce moment, la recherche sur les GW était focalisée sur les supernovae émettant à 1 kHz et au delà : l’isolation antisismique passait pour un problème trivial et le principal défi était de convaincre la communauté qu’il devait être possible de résoudre le milliardième de la frange noire, ce qui nécessitait un laser incroyablement stable et puissant. Dans cette bande de fréquence, les principales sources de bruit devaient être le bruit de grenaille et le bruit laser, et le problème le plus difficile était apparemment de construire un laser à la fois très stable et très puissant. Il devait être possible d’utiliser la technique du recyclage proposée par Ron Drever, cependant aucune expérience ou calcul ne l’avait encore validée.

Au début des années 80 nous sautâmes sur l’idée de Ron Drever et commençâmes à aborder, en outre les problèmes d’optique, comme la qualité des miroirs, le mode cleaner, la pression de radiation, les bruits des lasers ... Les seuls lasers de puissance mono-fréquence disponibles à cette époque étaient les lasers à Argon (des monstres très chers, demandant plusieurs dizaines de kilowatts électriques pour produire quelques watts de lumière verte). Nary Man utilisa ce type de laser pendant quelques années, et montra comment un asservissement parinjection ouvrait la voie aux hautes puissances, que la sensibilité d’un Michelson Fabry Perot était limitée par le bruit de grenaille (jusqu’à 2 Watt), et, pour la première fois, démontra l’efficacité du recyclage de puissance.

Mais les lasers à Argon étaient bruyants et non fiables, et nous nous sommes mis rapidement à étudier les lasers Nd-YAG pompés par diode, qui ne pouvaient émettre que quelques centaines de milliwatts, mais dont nous avions appris que des systèmes de plusieurs watts seraient bientôt disponibles, retombées d’applications militaires aux USA (Star Wars). Le premier étudiant que nous primes en thèse était David Schoemaker, qui intégra ensuite le MIT. En 1989 notre prototype de laser Nd-YAG établissait un record mondial de puissance de 18 Watt. Parallèlement, entre autres activités de modélisation, JYV avait développé notre premier code de propagation de la lumière par Transformée de Fourrier Rapide (ancêtre de DarkF, et des programmes de propagation de Ligo et GEO), avec son étudiant Patrice Hello. Ce travail nous conduisit à la définition des spécifications des composants optiques et nous fit comprendre le bénéfice que nous avions à travailler dans le domaine infra-rouge, plutôt qu’en lumière verte : à puissance égale, le bruit de grenaille est proportionnel à la longueur d’onde, mais les pertes par diffusion sont inversement proportionnelles à l’inverse du carré de la longueur d’onde, de sorte que pour une puissance d’entrée égale, la sensibilité augmente avec la longueur d’onde.

Une autre conséquence des travaux de modélisation optique était la mise en évidence que les défauts de contraste serait dominés par la génération de modes élevés, de sorte que l’ajout d’un mode cleaner en sortie améliorait le niveau de bruit (de grenaille) et facilitait le contrôle l’interféromètre.

Ils révélèrent aussi un autre gros problème : les spécifications des miroirs étaient trop contraignantes : par manque d’une métrologie adéquate, et parce que nous étions les seuls clients, aucun des fabricants de miroirs européens n’était intéressé. La solution vint plus tard, en 1991-1992, quand les équipes de Jean Marie Mackowski et Claude Boccara rejoignirent le projet.

Avant Virgo, pré-études à Pise 1980 - 1987

En 1980, Adalberto Giazotto (AG) commençait à réfléchir à la construction d’un détecteur de haute sensibilité pour des ondes gravitationnelles de basse fréquence. Ce qui avait déclenché cette idée étaient les données obtenues par plusieurs radiotélescopes qui détectaient un nombre énorme de pulsars à basse fréquence. Le spectre du nombre des pulsars était très piqué à basse fréquence, à moins d’un Hertz, essentiellement à cause du ralentissement de la rotation agissant depuis leur création ; mais ce qui était remarquable était le nombre de pulsars avec une période de plus de 5 Hz, et donc émettant des ondes gravitationnelles de plus de 10 Hz. Aujourd’hui ce nombre a augmenté sensiblement à cause des observations extensives en ondes radio ; déjà à cette époque, cette découverte constituait un fait scientifique suffisamment important pour proposer à l’INFN de construire un détecteur GW de 10 Hz et plus. A ces basses fréquences le premier ennemi à battre était le bruit sismique et ceci donna naissance au projet IRAS (Interféromètre pour la réduction active du séisme).

Nous étions en compétition avec Ron Drever : à Glasgow, il était en train de construire un pendule actif dont la longueur était augmentée par un feed back vers un piezo qui déplaçait le point de suspension ; le signal correctif était obtenu en mesurant le déplacement de la masse du pendule. Ils obtenaient une augmentation virtuelle de longueur de 5 mètres. Avec IRAS, nous commencions à obtenir une augmentation virtuelle de longueur bien supérieure grâce à une mesure interférométrique du déplacement de la masse. AG présenta les premiers résultats de cette expérience au meeting Grossman en juin 1985. Cette présentation était certainement programmée par le destin, car c’est à ce meeting qu’AG rencontra AB pour la première fois, et là, marchant ensemble autour de la fontaine de Minerve à la Sapienza à Rome, ils décidèrent de commencer à travailler à la réalisation d’un interféromètre Fabry Perrot de 3 km à haute sensibilité à basse fréquence ; à cette époque le nom « Virgo » était encore inconnu.

De retour à Pise, les tests sur le pendule interférométrique continuèrent et finalement un accroissement d’un mile fut obtenu. C’était un résultat très intéressant pour deux raisons, la première était que nous acquérions une très bonne réputation dans un champ de recherche tout à fait nouveau, les ondes gravitationnelles, complètement nouveau aussi à Pise (l’INFN de Pise était le royaume de la physique des hautes énergies, domaine dont venait aussi AG) ; en second lieu, la preuve était faite que, à cause de la complexité de ce genre d’appareils, il leur serait impossible d’atteindre l’atténuation antisismique requise à 10 Hz : l’atténuation d’IRAS était d’un millième, alors qu’il fallait atteindre des valeurs comprises entre 0,001 milliardième et 0,1 milliardième. Ceci stoppa quasiment notre activité.

Mais la solution émergea : il fallait remplacer le pendule simple par une chaîne de filtres, et chaque filtre devait fonctionner sur les 6 degrés de libertés d’un corps solide, c’est à dire les trois degrés de translation et les trois de rotation. Avec cette idée en tête, le groupe IRAS commença à concevoir des filtres mécaniques isolants dans les 6 degrés de liberté. Le but était de créer une chaine de plusieurs filtres capables de soutenir une charge de 400 kg, avec l’atténuation requise à 10 Hz. Il fut nommé par Hans Kautzky « super atténuateur » (SA) et le système complet était un vrai monstre ; il était composé de deux chaines de sept ressorts à gaz de 100 Kg, il mesurait huit mètres de haut et devait fonctionner sous vide ; la charge était constituée de deux cylindres de laiton suspendus à des chaines. Notre idée était de mesurer le bruit résiduel par interférométrie, mais un accéléromètre très sensible construit au laboratoire était aussi attaché à l’une des deux masses. Nous nous souvenons encore de la forme du bruit détecté par l’accéléromètre avant que le vide ne soit fait dans l’enceinte : il était relativement haut avec un grand nombre de structures. Quand nous fîmes le vide, comme plus aucune structure n’apparaissait dans le signal fourni par l’accéléromètre, nous pensâmes que quelque chose avait cassé. Soudain nous avons réalisé que nous étions probablement en face de l’objet le plus silencieux de la Terre, et l’émotion nous submergea. Le gros problème fut de mesurer l’atténuation réelle à plusieurs fréquences ; nous essayâmes de frapper la cuve à vide au niveau du point de suspension du super atténuateur avec des marteaux lourds, mais aucun signal n’était visible au niveau de l’accéléromètre. L’excitation la plus violente était obtenue en connectant un moteur avec une masse excentrée au câble entre les deux filtres supérieurs. Les grandes vibrations du moteur mesurées avec un accéléromètre excitaient le câble supérieur du super atténuateur. Aucun signal résiduel n’était visible au niveau de l’accéléromètre suspendu dans la gamme 10 - 60 Hz.

C’était un beau résultat ! La photo du super atténuateur fut même imprimée dans un célèbre livre de Wheeler sur la gravité. Mais le résultat le plus important était que la commission 2 de l’INFN commençait à prendre au sérieux notre idée de construire un interféromètre de 3 km avec des miroirs suspendus à des super-atténuateurs.

Dans la version finale du SA (le SA actuel) les ressorts à gaz ont été abandonnés pour des ressorts à lames métalliques, combinés à des contre-ressorts compensant la raideur des lames.

Virgo Proposal 1985-1989

Comme mentionné plus haut, Pise et Orsay se rencontrèrent par hasard au 4eme meeting Marcel Grossman, à Rome en 1985. AB et AG réalisèrent tout de suite la complémentarité des deux équipes et décidèrent de se réunir autour d’un projet de détecteur interférométrique large bande. En dépit de quelque réunions au niveau européen et d’une bonne collaboration avec les collègues allemands et britanniques grâce à deux financements européens, nous étions en fait poussés en direction d’un projet bilatéral plutôt qu’un projet européen autour de deux détecteurs, par le fait que les équipes, allemande à Garching, et britannique (à Glasgow principalement) poussaient leurs propres projets nationaux et craignaient que la recherche d’un accord européen ne leur fasse prendre du retard.

En Italie, l’INFN et son président, Nicolas Cabibbo, furent plutôt enthousiasmés par notre collaboration. La commission 2 était capable de soutenir en parallèle l’effort sur la barre résonante cryogénique et l’expérience de Pise IRAS, et même voulait étudier attentivement la possibilité de développer un grand interféromètre italien. La collaboration pour la construction de Virgo démarra en 1986-1987. Le groupe de Pise fut rejoint par un groupe de l’université de Naples conduit par Leopoldo Milano, un autre du laboratoire de l’INFN de Frascati conduit par Gianni Matone et de d’un dernier de l’université de Pérouse dirigé par Fabio Marschesoni, qui formèrent le cœur dur de la collaboration du coté italien. Le contrôle scientifique et financier était effectué par la commission 2 de l’INFN, et deux fois par an AG et AB devaient présenter l’état d’avancement de Virgo et IRAS.

En France, la situation était différente : chacun des quatre départements du CNRS avait soutenu nos efforts initiaux à petite échelle, mais aucun ne souhaitait financer un grand projet (bien que la première estimation du coût faite en 1984 pour un interféromètre d’un km ait été très sous estimée). Le président de l’IN2P3, Pierre Lehmann, était très intéressé, mais ne pouvait pas s’engager tant qu’aucun physicien nucléaire ou physicien des particules n’y était impliqué, de sorte qu’entre 1985 et 1989, il était clair que l’interféromètre, s’il devait exister serait construit en Italie, par l’INFN. Le site de Cascina fut sélectionné. Entre 85 et 88, l’équipe de Pise finissait la construction de deux super-atténuateurs complets, et commençaient à les tester à San Piero dans un nouveau bâtiment ; l’équipe d’Orsay réalisait les études de l’optique et de modélisation de l’instrument et celle de Naples et Salerne commençaient à étudier des procédures d’alignement.

Simultanément, nous écrivions le « Proposal », que nous voulions ou mettre au CNRS et à l’INFN en mai 1989

Approbation : 27 juin 1994

A l’automne 1989 le CNRS avait créé un petit comité pour évaluer le projet Virgo. Le président de ce comité était Patrick Fleury, un physicien des hautes énergies : il commença une étude très détaillée pour comprendre tous les aspects du projet. Initialement incrédule, et très critique, il écouta les avis de toutes sortes de physiciens, visita avec AB les principaux projets de détection d’ondes GW et leurs institutions respectives, et à partir du printemps 1990 finit par soutenir fortement le projet, recommandant seulement une plus vaste collaboration. Bien que le processus de décision ait été bien plus avancé aux USA pour LIGO, il avait compris que Virgo était en avance sur plusieurs points (suspensions, lasers, conception optique) et qu’il serait de toute façon nécessaire de faire fonctionner plusieurs détecteurs en coïncidence. Entre temps, avec l’aide Pierre Lehmann, les physiciens des hautes énergies avaient bougé en direction de Virgo : au LAPP d’Annecy, une petite équipe conduite par Michel Yvert, qui auparavant avait commencé à imaginer un détecteur original fondé sur des mesures de capacité, avait compris que son système ne serait pas aussi performant que Virgo, qu’il décida donc de rejoindre. Il fut rapidement suivi par une équipe du Laboratoire de l’Accélérateur Linéaire d’Orsay, conduite par Michel Davier, fin 90. La situation devint un peu confuse les années suivantes, pour deux raisons : nous devions justifier du fait que nous ne souhaitions pas construire un prototype, comme les allemands, britanniques, américains, et japonais : notre argument était que qu’il serait beaucoup plus utile et rapide de tester séparément des éléments de taille réelle, comme un super atténuateur, un laser de haute puissance, un grand miroir, etc. plutôt qu’un prototype constitué d’éléments de taille réduite, avec ses problèmes spécifiques, pour recommencer ensuite avec le système à échelle 1. Ce qui était initialement considéré comme beaucoup trop risqué, fut finalement trouvé raisonnable.

Bien que le projet Virgo fût bilatéral et que l’INFN ait rapidement inclus le projet dans son plan quinquennal, le CNRS et l’INFN, progressaient de façon plutôt indépendante, de sorte que la direction de l’INFN fut un peu surprise quand le ministre français Hubert Curien annonça son accord pour financer Virgo en juin 1992. La structure franco italienne, le « Conseil provisoire », fut créé en avril 1993 et le projet fut définitivement approuvé par l’INFN en septembre. Le CNRS, lui, n’était pas prêt à démarrer tout de suite : la plus grande partie du personnel impliquée dans le projet, en dehors du groupe initial, dépendait de l’IN2P3, mais il n’était pas encore clair de quel département ou institut du CNRS Virgo devait dépendre.

Quelques mois furent encore nécessaires pour écrire et approuver l’accord final entre l’INFN et le CNRS, qui fut signé par leurs directeurs, Luciano Maiani et François Kourilsky le 27 juin 1994.

Alors la construction pu commencer, mais ceci est une autre histoire.

Document de AB, AG, CB, traduit de « h »par GB

 

Plus d'un quart de siècle après sa très discrète publication, le Rapport d'évaluation du projet Virgo mérite sans doute d'être revisité. Il y ai fait état entre autres choses de la situation internationale à une époque où cinq à six équipes s’efforçaient de promouvoir une approche nouvelle à la détection au sol des ondes de gravitation. Cette méthode basée sur la mesure différentielle des distances entre masses éloignées, laissait espérer une détection pour une large gamme de fréquences, contrairement à méthode des cylindres de Joseph Weber qui alors occupait le terrain. Les principes mêmes de l’approche interférentielle ne faisaient d’ailleurs pas encore l’unanimité. Qu’il s’agisse par exemple d’un transport par ligne à retard avec renvois multiples du faisceau laser (proposé par Rai Weiss), ou par un effet de cavité de type Fabry-Perrot (proposé par Ronald Drever), les choix différaient. Le type de laser à utiliser à l’injection différait aussi. Une autre avancée proposé par Ronald Drever alors à Glasgow consistait en un recyclage du flux de photons laser au sein des deux bras envisagés comme une unique cavité paraissait essentielle. Le gain nécessaire en sensibilité - un facteur à >100 - par rapport aux divers prototypes, constituait néanmoins un pari. Les suspensions anti-sismiques passives, à lames en porte-à-faux, à la Giazotto-DeSalvo allaient se généraliser.

L’intérêt du document que nous présentons ci-après tient en bonne part de la qualité et, disons, au renom de plusieurs de ses membres, tels Alain Aspect, Christian Bordé, Bardon Carter, Jean Eisenstaedt, Robert Klapish, James Lequeux. Ce sera ici l'occasion d'ajouter celui de Claude Fabre dont la très pertinente 'contribution invitée' est incluse dans ce rapport.
On me conféra l’honneur de présider ce groupe du fait de mon appartenance au domaine de la physique auprès des grands accélérateurs. Les mandataires de l’enquète, André Berroir et Pierre Lehmann, respectivement Directeur de l’INSU (Institut National des Sciences de l’Univers) et de l’In2p3 (Institut National de physique Nucléaire de de Physique des Particules), attendaient en effet de cette enquête qu’elle contribue à une prise en compte plus réaliste par l’équipe promotrice de l’ampleur du chemin à parcourir. La participation d’équipe de Physique de Physique des Particules étaient souhaitée. De fait, les laboratoires du LAL (Laboratoire de l’Accélérateur Linéaire) à Orsay et du LAPP (Laboratoire de Physique des Particules) à Annecy se sont joints au projet.

Ce rapport fut très favorablement commenté par les deux mandataires, André Berroir et Pierre Lehmann et par les quelques autres destinataires d'une pré-édition ne dépassant malheureusement pas la centaine d'exemplaires. Une édition officielle plus large était prévue, laquelle ne fut jamais réalisée; ce fut peut-être la sanction de sa prise en compte très rapide par les autorités concernées dont le directeur du CNRS (Centre National d recherche Scientifique), Philippe Kourilsky, et le Ministre Hubert Curien. C'est essentiellement sur la base de ce rapport qu’à l’occasion d'une conférence de presse, le Ministre annonça peu après sa intention d'engager le CNRS dans ce projet Franco-Italien.
La signature du rapport fut l'occasion d'une ultime réunion où tous les membres furent présents et solidaires face à des conclusions dont nous avions bonnes raisons de penser qu'elles seraient en effet entendues par les autorités concernées. Or ces recommandations essentiellement positives n'étaient nullement préétablies antérieurement aux trois mois de réflexion, trois mois d'enquêtes auprès des instances scientifiques en Europe, en Italie d’abord auprès des collaborateurs directs, puis en Angleterre et en Allemagne et bien sûr aussi auprès de nos collègues nord-américains. Ce furent aussi 3 mois de travail conjoint avec les promoteurs eux-mêmes qui parfois nous ont surpris par un approfondissement certes insuffisant mais plus avancé que nous le pensions de la part d’une équipe très peu nombreuse.

Le rapport ci-après comporte en première partie ce qui constitue en fait les conclusions ou recommandations. Quelque peu redondantes ces conclusions sont clairement en faveur d’un engagement sans délai, avec néanmoins la recommandation de favoriser en parallèle l’émergence d’une autre antenne européenne. La crainte était évoquée qu’avec une seule antenne en Europe, Virgo n’ait qu’un rôle de faire-valoir des observations validées par le jeu des deux antennes de LIGO. Cette recommandation bien que très sérieusement prise en compte après approbation de Virgo, n’a pas pu être concrétisée. Ainsi, nos recommandations n’ont donc pas été prises à la lettre. Faut-il regretter cet engagement qui reste bancal ? Sans doute pas. Il faut se réjouir que Virgo ait rejoint LIGO sur le podium au titre d’une 3ème antenne bientôt opérationnelle. De fait, le groupe Virgo aura même été gratifié d’une partie des mérites des observations de LIGO qui ont été analysées et publiées de concert.

Vient ensuite un compte rendu des diverses visites, à Pise, puis à Londres et à Garching, et enfin à Washington, au MIT et à Caltech.
Notre visite à Pise avait été fort bien préparée par Adalberto Giazotto et ses collègues italiens, pas tous de Pise. Ils s’affichaient nombreux et fort optimistes quant à nos propres dispositions d’esprit. Faisant grand cas des compétences du groupe de Brillet, ils se présentaient néanmoins comme les hôtes du projet pour le site duquel ils avaient obtenus des garanties sur le terrain, près de Pise, à Gascina. Dans le partage des tâches, ils se voyaient responsables du génie civil et co-responsable de l’enceinte à vide. Et surtout, ils se targuaient d’une compétence innovante sur un système de suspension à plusieurs étages de filtrage antisismique. Ce système imaginé par A. Giazotto, sera ensuite repris par Riccardo DeSalvo sur place à Pise puis au Caltech. Le laboratoire de Pise constituait en soi une certaine garantie de compétence technique du fait de leur fort engagement auprès du CERN, constat favorable à modérer néanmoins par la quasi-absence d’équipes techniques dans ce laboratoire du moins à l’époque.

La visite à Londres fut marquée par la publication le matin même, en première page du Daily Mirror, d’une vue d’artiste d’un grand interféromètre à deux bras. Le projet anglo-allemand GEO venait d’être approuvé par le SERC (Science and Engineering Science Council) dont nous allions rencontrer rencontrer Ian Corbett, son représentant, en compagnie de Jim Hough, le responsable du projet. L’accueil fort amical fut néanmoins l’occasion d’un étonnement de nos hôtes quant à Virgo, ce projet n’ayant été précédé d’aucun prototype. GEO se revendiquait de deux prototypes, l’un à Glasgow et l’autre à Garching. En outre leurs contacts avec LIGO et avec la NSF étaient largement engagés. Sans nier les compétences en laser et en suspension anti-sismique des groupes français et italiens, nos collègues entendaient focaliser toute leur énergie sur la mise-en-place de GEO. Ils proposaient que rendez-vous soit pris ultérieurement lorsque leur projet et le nôtre auraient pris plus de consistance. Pour notre part, nous tirions néanmoins de cette rencontre le sentiment que la méthodologie par interférométrie laser était vraiment engagée au plan international. Le choix d’y participer à ce stade initial restait ouvert.

La visite à Garching eut lieu après notre voyage aux USA. Je l’évoque dans la continuité de notre visite à Londres puisqu’il s’agit aussi de GEO. Nous avons rencontré Karsten Danzman dont l’embauche récente avait redonné espoir à une équipe composée de deux ou trois ingénieurs. Ils avaient travaillé sur le prototype évoqué ci-dessus, sous la direction de Heinz Billing, retraité depuis cinq ans déjà. K.Danzman redevenait le seul physicien aux cotés des deux ou trois ingénieurs. Lui revenait la charge, avec Jim Hough, de mener à bien le projet GEO. Mais sa marge de manœuvre nous parut très étroite. Certes le site envisagé était en Allemagne mais fort loin de Garching, au Hanovre, sans qu’il sache qu’elle serait la participation d’équipes locales. L’enthousiasme de Ian Corbett et Jim Hough pour un développement rapide était bien optimiste. En particulier, nos espoirs pour qu’il y ait deux antennes en Europe nous parurent fragilisés, ce dont nous ne faisons pas mystère dans le Rapport d’Evaluation.

Marcel Bardon, que nous avons rencontré longuement à Washington, menait au sein de la NSF, une activité de soutien aux équipes du MIT et de Caltech et militait pour la création d’un projet à deux antennes à l’Est et l’Ouest des USA. Il militait tout autant pour la promotion d’un réseau d’antennes à l’échelle planètaire fonctionnant de façon concertée. Pour ma part, je découvrais à cette occasion cette conviction et cette volonté d’une concertation internationale. A son initiative, une réunion récente avait eu lieu à Paris dans les locaux de l’Institut Henri Poincaré, sous l’égide du laboratoire de Physique Relativiste auquel le groupe d'Alain Brillet était rattaché (tout en étant logé physiquement au sein du CSNSM à Orsay). Bien informé du projet Virgo, Marcel Bardon connaissait la pré-éminence du groupe Brillet sur les lasers, le seul à avoir publié sur le sujet. Il connaissait aussi les travaux d’A. Giazotto à Pise sur les suspensions anti-sismiques. Sans doute était-il au courant des compétences de A. Makowski sur la fabrication des miroirs multi-couches qui allait bientôt constituer avec la création du LMA à Lyon, un élément clef des divers projets, tant pour LIGO que pour Virgo. Marcel Bardon nous accueilli chaleureusement, en s'engageant à soutenir toute action de concertation entre projets, ce qu’il fit jusqu'à son départ.
J'ai propension à supposer que l'annonce par le ministre Curien de soutien à l'avant-projet franco-italien ait pu aider Marcel Bardon à obtenir de la NSF le financement définitif du projet LIGO. Plus encore, je me réjouis des accords de collaborations consolidés par la suite entre LIGO et Virgo, dans la stricte continuité et la politique menée par lui.

De nos visites au MIT et au Caltech, nous avons perçu un climat assez différent.
Au MIT, ce fut l’atmosphère typique d’une équipe resserrée autour du chef historique Rai Weiss, avec Mike Burka et, depuis peu, David Shoemaker qui avait travaillé précédemment avec le groupe Brillet. Le groupe s’activait autour d’un prototype en constante évolution. Une certaine distance était affichée vis-à-vis du groupe associé au Caltech.
Au Caltech régnait une grande animation autour de Robie Vögt désigné depuis près de 3 ans comme chef de l’avant-projet LIGO. Il menait l’affaire avec autorité faisant feu de tout bois pour mettre à disposition des bureaux d’étude, locaux ad-hoc et équipes, pour les réalisations à venir. Son autorité s’étendait tout autant sur les chercheurs que sur les ingénieurs et les techniciens. Il nous précise qu’il y avait une équipe Weiss au MIT et une équipe Drever au Caltech, mais que maintenant il n’y plus qu’un seul projet LIGO.
Notre visite à Ronald Drever auprès du prototype qu’il a construit au Caltech à la suite de ses travaux pilotes menés à Glasgow, nous donne à penser que l’unanimisme de R. Vögt reste fragile.
Il n’empêche, LIGO au Caltech parait bien lancé et Vögt parle déjà, d’une concertation pour un réseau planétaire d’antennes dont il se voit volontiers la locomotive.

En dernière partie le Rapport d’Evaluation fait état des analyses en terme d’Astro-Physique et Physique Relativiste et de performances Optiques, points de vue très favorables au projet, même tenu comte des risques d’un aboutissement qui ne soit pas immédiatement à l’issue de la mise en route du projet. L’idée d’une possible seconde phase cernant de plus près les enjeux, était dans les esprits (voire l’exposé de Claude Fabre et la discussion qui s’en est suivi).

Patrick Fleury

Par Allain Brillet

Nos amis de LIGO ont effectué la première détection d’ondes gravitationnelles !

Nous avons de bonnes raisons d’être à la fois frustrés et satisfaits ; frustrés car nous avions espéré y parvenir ensemble, mais nous avons un peu de retard, et satisfaits car nous sommes co-signataires du papier er par-dessus tout d’après moi, car la première détection n’est pas la chose la plus importante. Le plus important c’est que nous ayons, avec le LSC, ouvert une nouvelle fenêtre sur l’Univers, qui va fournir des informations directes sur les objets sombres tels que les étoiles à neutrons et les trous noirs.

Le timing est aussi excellent, juste 100 ans après qu’Einstein découvre les ondes gravitationnelles, et incidemment juste au moment où je prends ma retraite. De plus, il semble que les trous noirs de masse intermédiaires pourraient être plus fréquents que prévu : c’est un premier résultat important en astrophysique.

Je voudrais ici rappeler quelques faits et exprimer quelques opinions concernant les premiers temps de Virgo vus du côté français que tout le monde ne connaît peut être pas. A la fin des années 70, quand je commençais à m’intéresser à ce domaine, la détection directe d’ondes gravitationnelles n’était pas très populaire, après les fausses découvertes par Jo Weber. Les travaux pionniers de Rai Weiss (1972) sur les sources de bruits potentiels dans un grand interféromètre montraient la possibilité d’améliorer la sensibilité au-delà de celle des barres de Weber, bien que la technologie ne soit pas encore disponible et de loin, principalement en termes de puissance et de stabilité laser, de qualité des composants optiques, d’isolation sismique, et de bruit thermique. Peter Bender proposait un projet spatial qui était encore à un stade très préliminaire ; il promettait d’être très coûteux mais semblait apporter plus de chances de détection par l’observation des signaux de plus basse fréquence venant de sources plus massives et efficaces et peut être même du Big Bang.

Pour les détecteurs terrestres, la cible principale était la détection de supernovæ. Elles ne sont pas fréquentes dans notre galaxie, et le but était donc d’être assez sensible pour les détecter dans le cluster de la Vierge (Virgo), ce qui semblait possible pour de futurs détecteurs résonants cryogéniques et les interféromètres. Les signaux attendus étant dans la gamme des kilohertz, l’isolation sismique ne semblait pas très difficile et à Orsay nous nous focalisâmes sur les systèmes optiques, tandis qu’à Pise, Adalberto décidait de développer un isolateur sismique de basse fréquence (initialement prévu pour suspendre des détecteurs résonants puisque les groupes de l’INFN étaient leaders dans ce domaine et avaient commencé à travailler sur les barres cryogéniques). En France il n’y avait pas de recherche expérimentale sur la gravitation.

C’était un domaine pour théoriciens seulement et les départements de physique du CNRS, bien que potentiellement intéressés, n’étaient pas prêts à investir argent ou personnels dans ce domaine. De 1982 à 1985 notre petit groupe (Jean Yves Vinet, Nary Man, moi-même et deux ingénieurs) avait des difficultés à survivre.

Nous devions rejoindre le laboratoire théorique de l’Institut Poincaré dirigé par Philippe Tourrenc pour être reconnus administrativement, nous devions trouver de la place dans un laboratoire de physique nucléaire, et accumuler les petits financements (jusqu’à 12 en parallèle du CNRS, du ministère de la Défense et de compagnies privées) pour acheter des équipements et participer aux conférences.

En 1985 le paysage changea : Husle et Taylor (et Thibault Damour) avaient démontré l’existence des ondes gravitationnelles, et alors que la modélisation des supernovæ (par Bonazzola et al.) était plutôt pessimiste en ce qui concerne l’efficacité, la coalescence de binaires d’étoiles à neutrons était devenue la source favorite, bien que le taux d’événements ait été encore inconnu. Dès lors il était important de s’intéresser aux signaux de plus basse fréquences jusqu’à 100 Hz. A encore plus faible fréquence les trous noirs et encore moins les binaires de trous noirs n’étaient pas très populaires, mais pouvaient être envisagés.

C’est alors que nous nous rencontrâmes, avec Adalberto, au meeting Marcel Grossmann à Rome. Il y présentait ses idées et les premiers résultats de ses super-atténuateurs, et Jean-Yves Vinet présentait sa théorie du recyclage, la technique inventée par Ron Drever pour diminuer d’un gros facteur la puissance laser nécessaire. Adalberto et moi-même comprimes la complémentarité de nos activités de R&D et décidâmes de travailler ensemble.

Il y a avait des circonstances supplémentaires : notre équipe avait collaboré à la R&D des groupes allemands et écossais, espérant que nous pourrions nous réunir pour un grand détecteur européen, mais le projet allemand (GEO3000) était « proche d’être financé » et l’équipe du Max Planck Institut n’acceptait pas l’idée de mettre sur pied une collaboration internationale, car elle « retarderait l’approbation du projet »[1].

De plus, après la présentation d’Adalberto, ils considéraient que les super atténuateurs étaient trop compliqués et seraient bruyants. C’est alors et pour cette raison que Virgo (initialement le Very Improbable Radio-Gravitational Observatory en plus de la références au cluster de galaxies) démarra.

A cette époque il nous était dit que le CNRS ne serait pas en mesure de financer la construction de Virgo parce que dans la liste des grands projets (TGE ou Très Grands Equipements) la priorité était donnée au Very Large Telescope au Chili, et bien que l’INFN soit plutôt en bonne santé, Virgo serait cher et en compétition avec le développement de réseaux de barres cryogéniques.

Alors, en parallèle avec nos activités franco-italiennes, nous organisâmes plusieurs réunions internationales où étaient présents les physiciens des USA et d’Europe, Marcel Bardon (alors leader de la Physique à la NSF, qui avait créé son département Gravitation), et Ian Corbett de l’agence britannique de la recherche mais malheureusement aucun représentant des agences françaises, italiennes ou allemandes. Nous étions donc incapables d’atteindre un accord formel sur un réseau de détracteurs.

En 1989, nous avions été rejoints par les groupes de Frascati et Naples, et nous présentions le projet Virgo au CNRS et à l’INFN. Le document était signé par environ 40 physiciens (surtout des théoriciens) et ingénieurs. Le CNRS décidait rapidement de l’évaluer et début 1990 le rapport de Patrick Fleury (un physicien des particules) était plutôt positif, bien que notant que le personnel expérimentateur était largement insuffisant. Nous fûmes alors du côté français assez chanceux.

· En premier lieu le directeur de l’IN2P3, Pierre Lehmann, fut très intéressé : il soutint le LAL et le LAPP qui rejoignaient Virgo, et progressivement accepta l’idée que Jean-Marie Mackowski et son équipe pourraient disposer d’un nouveau laboratoire high-tech (le LMA, pour Laboratoire des Matériaux Avancés) pour créer les couches minces des optiques de Virgo.

· Au CERN, le LEP était sur le point de finir son programme et de nouveaux physiciens et ingénieurs de l’INFN et de l’IN2P3 s’impliquèrent dans Virgo.

L’absence d’un prototype d’assez grande taille aurait pu retarder le démarrage de Virgo, mais Adalberto et moi-même furent capables de convaincre nos institutions qu’il serait plus rapide de résoudre les problèmes à taille réelle directement plutôt que de passer des années sur un prototype de plus petite taille pour affronter seulement ensuite les vraies difficultés ; il était devenu clair pour nous que les prototypes de 30 m en Allemagne et de 40 m à Caltech, après 10 ans d’efforts, ne contribuaient pas fortement à résoudre les problèmes à venir dans le détecteur de grande taille.

Entre temps, le VLT était financé ce qui permettrait à Virgo d’être pris en compte.

Mi 1992, notre ministre de la recherche, Hubert Curien, décida que Virgo serait financé. C’était une belle surprise, et peut être une méprise car l’INFN n’avait pas encore pris de décision, mais cela accéléra le processus.

L’accord CNRS - INFN fut signé en 1994 et la construction pouvait commencer en 1996, après une période difficile pour l’INFN qui faisait l’acquisition des terrains appartenant à plus de 100 propriétaires privés sur le site prévu. Nous fûmes aussi très chanceux que Catherine Bréchignac, à la direction du CNRS, continua de soutenir Virgo, au contraire du nouveau ministre de la recherche.

La plupart d’entre nous connaît les événements plus récents, et je ne vais pas les rappeler, sauf ceux qui semblent, de mon point de vue, les plus importants.

Après quelques difficultés de management durant la construction entre 1996 et 1999, Daniel Enard (notre directeur technique) et moi-même poussâmes la direction du CNRS à créer EGO. Ceci fut fait fin 1999, avec l’accord de l’INFN. Ce ne fut pas approuvé par tous, ce que je ne peux pas comprendre. Que serait une expérience CERN sans le CERN, ou que serait le VLT sans personnel sur place ?

Un point important fut l’accord formel entre Virgo et le LSC d’échanger les données, de les analyser ensemble et de signer ensemble les publications concernées, sans quoi le nom de Virgo n’apparaît pas dans ce papier historique.

Pourquoi ceci arriva ? Les raisons principales sont les suivantes :

1. nous avons prouvé que l’isolation sismique est effective, même si LIGO ne copia pas exactement les super-atténuateurs.

2. Nous avons démontré notre compétence dans l’analyse des données et la modélisation des sources

3. En optique, nous avons fait comprendre

  • que les lasers Nd et les infra rouges étaient plus appropriés que les lasers à Argon et la lumière verte, à cause des pertes par diffusion ;
  • que notre programme de simulation était nécessaire pour spécifier les optiques (Vinet donna son code en 1990), programme qui fut adapté par LIGO pour ses propres besoins ;
  • qu’il était possible d’obtenir de la silice à très faible absorption de la part d’Heraeus en quelques années ;
  • que le LMA était le seul endroit au monde capable de créer les couches minces optiques nécessaires[2].

4. nous n’acceptâmes pas de faire partie du LSC tant qu’il ne faisait pas référence à Virgo.

Maintenant laissez-moi expliquer pourquoi je pense que notre petite frustration aurait pu être évitée. En premier lieu nous devrions être très reconnaissants envers l’INFN et le CNRS d’avoir décidé de construire Virgo deux ans environ après le démarrage de LIGO ; c’était cher et risqué, et avec ses deux détecteurs, LIGO avait la possibilité de faire la première détection tout seul, ce que Virgo ne pouvait pas faire.

Ensuite, une fois que Virgo et LIGO commencèrent à atteindre leur sensibilité nominale, je pensais que l’étape suivante serait d’uniformiser la conception des détecteurs avancés et de synchroniser leur construction pour créer un observatoire mondial. Mais clairement, les astrophysiciens n’étaient pas encore très intéressés, et les physiciens de haute énergie ont l’habitude de penser en termes d’expérience de type CERN et de première détection, plutôt que en termes d’observatoire, et rien n’arriva dans cette direction. Selon moi, ceci était une erreur franco italienne.

Mais oublions ceci et restons positifs ; les ondes gravitationnelles ont été détectées, nous méritions de cosigner le papier pour avoir été créatif et avoir collaboré sur de nombreux sujet. Et maintenant il est clair pour tout le monde que l’opération Advanced Virgo est une nécessité, que LISA doit voler et que E.T. ou plutôt un réseau mondial de grands détecteurs sous terrains devrait être construit dans le futur, et qu’il faut aussi tenter d’observer les ondes électromagnétiques en coïncidence. Pas de chômage pour les années à venir !

Merci à tous et bon travail !

Alain Brillet, pour publication dans h.

[1] Je crois qu’il est important de dire que ma décision de m’impliquer dans ce domaine est due aux excellents contacts que j’avais comme post-doc à Boulder avec Peter Bender, lorsqu’il commençait à concevoir LISA, et avec Rai Weiss quand je lui rendais visite au MIT en 1980-1981.

Après quoi nous avons continué de collaborer de façon informelle en échangeant des étudiants et des post docs. Par exemple David Shoemaker obtint son PhD sur les lasers Nd-YAG et le recyclage, avec nous à Orsay avant de rejoindre LIGO. Peter Fritschel et Tania Regimbau furent échangés comme post docs. Nary, Jean Yves, et moi-même avons travaillé sur LISA quand l’ESA s’y intéressa, à la fin des années 80, jusqu’à l’approbation de Virgo, et à nouveau plus récemment.

[2] Ceci était un point critique. Les spécifications étaient très sévères et ne pouvaient être atteintes que par quelques compagnies sur de petites surfaces de quelques millimètres carrés, mais nous avions besoin de bien plus et aucune compagnie d’était intéressée à investir dans un équipement et des ingénieurs pour le tout petit marché des détecteurs d’ondes gravitationnelles.

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