Barry Barish conf OG Paris 30 aout 2017

Professeur émérite au Caltech, Directeur de l'Observatoire des ondes Gravitationnelles par Interférométrie à Laser (LIGO) de 1997 à 2006

Photos : Jean Claude Bercu (sauf exception) des slides. (~~Les photos avec plus de résolution peuvent~~ ~~m'être demandées directement~~)

Les photos des slides sont de la présentation de l'auteur. Voir les crédits des autres photos si nécessaire

Le professeur Stavro Katsanevas, Diretceur de l’APC (Laboratoire Astroparticules et Cosmologie) organisait le 21^ème séminaire annuel sur la physique des particules et la cosmologie qui se tenait à ‘Université Diderot du 28 au 31 Aout, avec comme point d’orgue la conférence de B Barish sur les ondes gravitationnelles du 29.

J’ai pris quelques photos, mais mes notes sont trop confuses pour pouvoir écrire un résumé valable.

THE CMB AND INFLATION: OBSERVATIONAL CONSTRAINTS ON THE PRIMORDIAL CURVATURE POWER SPECTRUM par G SMOOT Prix Nobel de Physique

CMB temperature fluctuation observations provide a precise measurement of the primordial power spectrum on large scales, corresponding to wavenumbers :

10⁻³ Mpc⁻¹ .< k .< 0.1 Mpc⁻¹ ,. Luminous red galaxies and galaxy clusters probe the matter power spectrum on overlapping scales (0.02 Mpc⁻¹ <. k .< 0.7 Mpc⁻¹ ;), while the Lyman-alpha forest reaches slightly smaller scales (0.3 Mpc⁻¹ .< k <. 3 Mpc⁻¹ ).

These observations indicate that the primordial power spectrum is nearly scale-invariant with an amplitude close to 2 × 10⁻⁹.

These observations strongly support Inflation and motivate us to obtain observations and constraints reaching to smaller scales on the primordial curvature power spectrum and by implication on Inflation. We are able to obtain limits to much higher values of k <. 10⁵ Mpc⁻¹ and with less sensitivity even higher k < 10¹⁹ − 10²³ Mpc⁻¹ using limits from CMB spectral distortions and other limits on ultracompact minihalo objects (UCMHs) and Primordial Black Holes (PBHs).

PBHs are one of the known candidates for the Dark Matter (DM). Due to their very early formation, they could give us valuable information about the primordial curvature perturbations. These are complementary to other cosmological bounds on the amplitude of the primordial fluctuations. In this paper, we revisit and collect all the published constraints on both PBHs and UCMHs. We show that unless one uses the CMB spectral distortion, PBHs give us a very relaxed bounds on the primordial curvature perturbations. UCMHs, on the other hand, are very informative over a reasonable k range (3 .< k .< 10⁶ Mpc⁻¹ ) and lead to significant upper-bounds on the curvature spectrum. We review the conditions under which the tighter constraints on the UCMHs could imply extremely strong bounds on the fraction of DM that could be PBHs in reasonable models. Failure to satisfy these conditions would lead to over production of the UCMHs which is inconsistent with the observations.

Therefore, we can almost rule out PBH within their overlap scales with the UCMHs. We compare the UCMH bounds coming from those experiments which are sensitive to the nature of the DM, such as γ-rays, Neutrinos and Reionization, with those which are insensitive to the type of the DM, e.g. the pulsar-timing as well as CMB spectral distortion. We explicitly show that they lead to comparable results which are independent of the type of DM. These bounds however do depend on the required initial density perturbation, i.e. δmin. It could be either a constant or a scale-dependent function. As we will show, the constraints differ by three orders of magnitude depend on our choice of required initial required perturbations.

Contrainte sur la fraction de matière noire des trous noirs primordiaux (PBH) en fonction du rapport de masse (en log).

Silvia Galli est une jeune astrophysicienne italienne (mais parle très bien français et anglais), en poste à l’IAP à Paris qui nous présente les variations éventuelles entre les différents paramètres cosmologique et notamment H0 la constante de Hubble.

On a remarqué des différences entre les valeurs de la constante de Hubble H0 (taux d’expansion de l’Univers) suivant son mode d’évaluation.

Suivante qu’elle est mesurée par la méthode des redshift des galaxies lointaines (approx 73km/s/Mpc) ou comme résultat des données de Planck (approx 68km/s/Mpc).

La différence n’est pas énorme mais comme disent les scientifiques ennuyeuse !

Les résultats de Planck, 6 paramètres définissent l’Univers. À droite on peut lire : courbure de l’espace ; somme de la masse des neutrinos ; nombre d’espèces de neutrinos ; abondance d’He ; index scalaire spectral

Comparaison des différentes mesures de H0.

BAO : oscillations acoustiques baryoniques ; BBN : nucléosynthèse du Big Bang ; weak lensing : micro lentilles gravitationnelles.

Mode TT : spectre température-puissance (par opposition à mode TE spectre température-polarisation)


Échelle horizontale : l moment multipole proportionnel au nombre d’onde, lié à la taille angulaire, le grand pic est vers 1°. Représente la variation de température en chaque point du ciel	Les valeurs de H0 déduite des différentes zones du ciel, en faisant varier le paramètre l.

Il semble que l’on s’oriente vers des erreurs statistiques qui expliqueraient ces variations, à suivre.

Planck et l’Univers : CR de la conférence VEGA d’Hervé Dole à Plaisir le 30 nov 2013

ARE GALACTIC FOREGROUNDS A FUNDAMENTAL LIMIT TO CHARACTERIZE PRIMORDIAL CMB B-MODES? Par Josquin Errard (APC Astroparticules)

En fait J Errard a écrit une thèse à ce sujet (300 pages !) et je reprends son introduction pour présenter son travail.

Résumé : Cette thèse présente une étude de certains effets systématiques instrumentaux et astrophysiques, pouvant affecter les performances des nouvelles et futures générations d'observations de la polarisation du fond diffus cosmologique (CMB). Nous étudions l'impact de ces effets sur les objectifs scientifiques de ces observations, ainsi que les techniques pour leur élimination. Ce travail se concentre sur les problèmes généraux que rencontrent les expériences de manière générale, mais se penche également sur les questions plus spécifiques soulevées dans le cadre de l'expérience d'observation des modes-B du CMB, POLARBEAR. L'objectif principal de l'effort actuel pour l'étude de la polarisation du CMB est une détection des anisotropies primordiales appelées modes-B --- une signature des théories inflationnaires non détectée à ce jour.

Cela aurait un grand impact sur notre compréhension de l'univers, mais aussi des lois fondamentales de la physique.

Comprendre, modéliser, et, finalement, éliminer ces effets systématiques sont des éléments indispensables pour tout pipeline d'analyse moderne du CMB. Sa réussite, de concert avec une haute sensibilité instrumentale, décidera du succès final des efforts entrepris.

Dans cette thèse je décris tout d'abord l'optique des expériences typiques d'observation du CMB et propose un paramétrage des polarisations instrumentale et croisée.

Deuxièmement, je présente un modèle décrivant la contamination atmosphérique et utilise celui-ci afin de donner quelques aperçus sur le rôle et l'impact de l'atmosphère sur les performances des expériences au sol.

J'indique également comment ces résultats peuvent être utilisés pour améliorer le contrôle des effets atmosphériques dans l'analyse des données CMB. Ensuite, je discute d'une autre source d'effets systématiques venant du ciel --- les avants-plans astrophysiques polarisés.

Dans ce contexte, je présente d'une part une nouvelle approche pour prédire les performances des futures expériences prenant en compte la présence des avant-plans, et d'autre part je propose un cadre pour l'optimisation des expériences afin qu'elles puissent atteindre de meilleures performances. Cette partie de la thèse est issue d'un travail commun avec F. Stivoli et R. Stompor.

Je présente enfin une expérience phare pour l'observation de la polarisation du CMB, POLARBEAR, dans laquelle j'ai été impliqué au cours de mes études doctorales. Je décris le statut actuel et les performances de l'instrument ainsi que quelques étapes de son pipeline d'analyse des données.

En particulier, je montre des méthodes d'estimation de certains des paramètres introduits pour la modélisation d'effets systématiques, à partir de données simulées. Ce travail a été réalisé en collaboration avec les membres de l'équipe POLARBEAR.

EINSTEIN, BLACK HOLES AND GRAVITATIONAL WAVES par le Dr. Barry C. Barish du 30 Août 2017

Je n’ai malheureusement pas pus assister à la conférence c’est notre ami JC Bercu qui a pris les photos dont je reprends quelques unes plus bas. Merci à lui.

Barry Barish est professeur Linde de Physique (émérite) au Caltech, il a passé son doctorat (PhD en anglais) à la célèbre université californienne de Berkeley.

Il est le PI (chercheur principal) de l’interféromètre LIGO et son directeur jusqu’en 2006.

Il a créé aussi la Collaboration Scientifique LIGO, qui compte aujourd'hui plus de 1000 collaborateurs dans le monde entier et il a été un des grands inspirateurs du rapprochement LIGO avec l’antenne Européenne d’Ondes Gravitationnelles Virgo.

C’est le Dr Barish qui a donné la première présentation au CERN en 2016 sur la découverte des Ondes Gravitationnelles de sept 2015

Le but principal de cette conférence grand public est d’expliquer la découverte des Ondes Gravitationnelles prédises par Einstein en 1915 et seulement mises au jour pour la première fois en 2015, un siècle après les écrits d’Einstein.

Il revient sur la gravité, les mesures de G, la courbure de l’espace par la masse, et l’effet (infiniment petit) que pourraient produire des Ondes Gravitationnelles, d’où la difficulté de leur détection.

Détection qui sera favorisée par les détecteurs LIGO (USA) et VIRGO (Europe).



On voit l’effet de la Relativité Restreinte et de la Relativité Générale (plus important) sur le GPS, il faut compenser pour les deux effets.	Les effets pour détecter des Ondes Gravitationnelles sont extrêmement petits, de l’ordre de 10^-21 !

Cette conférence de Barry Barish a été filmée il y a quelques temps, il en existe deux vidéos un peu complémentaires :


Notre ami Olivier Laurent (coin droit) pose la première question au Dr Barish	B Lelard (Président Vega), B Barish et A Guernon (secrétaire Vega) Photo : BL et AG

VIRGO REJOINT LIGO POUR UNE PRISE DE DONNÉES COMMUNE LORS DU « RUN D’OBSERVATION 2 » (O2)

Aujourd’hui mardi 1er août 2017, le détecteur européen d’ondes gravitationnelles VIRGO a officiellement rejoint le « Run d’Observation 2 » (O2) et prend maintenant des données en même temps que les deux détecteurs LIGO en fonctionnement aux Etats-Unis.

Cette avancée majeure pour la collaboration VIRGO est l’aboutissement d’un programme de mise à jour sur plusieurs années dont le but principal était d’améliorer de manière importante la sensibilité de l’instrument. « Les derniers mois ont été consacrés à la mise en route de VIRGO qui s’est bien déroulé. Nous avons hâte de démarrer notre première prise de données scientifique et de rejoindre LIGO à un moment aussi excitant pour notre discipline » a déclaré Jo van den Brand (Laboratoire Nikhef et Université VU à Amsterdam), le porte-parole de la collaboration VIRGO.

Bien que la sensibilité du détecteur VIRGO soit pour l’instant moins bonne que celle des instruments LIGO, elle est suffisante pour confirmer une possible détection et permettrait alors de localiser avec une précision accrue la source des ondes gravitationnelles dans le ciel. La sensibilité actuelle de VIRGO dépasse largement la précédente sensibilité record, obtenue en 2011 avant le démontage du détecteur pour démarrer le programme d’améliorations.

VIRGO est maintenant un instrument tout neuf dont les différents éléments, nouveaux pour la plupart, ont été mis en service en moins d’un an durant la phase de démarrage. « Il aura fallu des années d’effort et d’innovation pour atteindre les objectifs ambitieux du programme d’amélioration de VIRGO. Je voudrais souligner le dévouement des membres de la collaboration VIRGO, des équipes d’EGO et des personnels impliqués dans nos laboratoires » a commenté Federico Ferrini, le directeur de l’Observatoire Gravitationnel Européen (EGO).

La prise de données O2 a démarré le 30 novembre 2016 et se terminera le 25 août 2017. Elle a déjà permis la découverte d’une troisième fusion d’un système de deux trous noirs de masse stellaire, l’événement GW170104, enregistré le 4 janvier 2017 et rendu public par LIGO et VIRGO le 1er juin dernier. Les analyses de physique conjointes sont en cours tandis que la prise de données continue, pour la première fois avec trois détecteurs de seconde génération.

David Shoemaker, du MIT et porte-parole de la Collaboration Scientifique LIGO : « Bien que les événements détectés jusqu’à présent avec des données LIGO nous aient déjà gâtés sur le plan scientifique, nous entrons véritablement dans un nouveau régime avec les observations simultanées de trois détecteurs. Les liens forts qui unissent VIRGO et LIGO nous permettront d’exploiter au mieux cette nouvelle configuration. » Plus qu’un accomplissement, la prise de données en cours représente le début d’une nouvelle ère pour la Collaboration VIRGO.

Après la fin de O2, le détecteur continuera à fonctionner pendant plusieurs semaines pour améliorer encore sa sensibilité et pour en apprendre plus sur les différents bruits de mesure qui la limitent actuellement. Ensuite, une nouvelle série de mises à jour commencera ; de nombreuses améliorations seront apportées à l’instrument, en particulier l’installation de « suspensions monolithiques ». Les miroirs de VIRGO seront suspendus par des fibres de verre (silice amorphe), à la fois fines et résistantes, qui remplaceront les fils métalliques actuels. Plus tard, au printemps 2018, le détecteur sera progressivement remis en route, avec pour objectif d’atteindre une sensibilité encore meilleure au moment où le « Run d’Observation 3 » (O3) commencera – en automne.

« Les prochains mois représenteront un défi excitant. Les améliorations prévues nous permettront de gagner encore en sensibilité mais rendront l’instrument plus complexe. Notre objectif est d’exploiter au mieux les technologies nouvelles qui seront installées sur le détecteur » a dit Alessio Rocchi (section INFN de Rome Tor Vergata), en charge de la mise en route et du fonctionnement du détecteur VIRGO.

« Aujourd’hui, pour la première fois nous avons un réseau de trois détecteurs de seconde génération, capables de localiser la source d’un signal d’ondes gravitationnelles. C’est une avancée majeure et le meilleur est à venir. La sensibilité des instruments va s’améliorer progressivement tandis que de nouveaux détecteurs vont rejoindre le réseau, ouvrant ainsi des perspectives prometteuses pour l’étude multi-messagers de l’Univers » conclut Giovanni Losurdo (section INFN de Pise) qui a été le chef du projet « VIRGO Avancé ».

La Collaboration VIRGO est composée de plus de 280 physiciens, ingénieurs et techniciens issus de 20 équipes de recherche européennes : six du Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS) en France ; huit de l’Instituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN) en Italie ; deux des Pays-Bas dont le Laboratoire Nikhef ; le MTA Wigner RCP en Hongrie ; le groupe POLGRAW en Pologne ; l’Université de Valence en Espagne ; et EGO, le laboratoire d’accueil de l’expérience VIRGO, situé à Cascina près de Pise en Italie.

TROISIÈME DÉTECTION D’ONDES GRAVITATIONNELLES ÉMISES LORS DE LA FUSION DE DEUX TROUS NOIRS

Ce résultat confirme l’existence d’une nouvelle population de trous noirs. Et voici la troisième détection d’un signal d’ondes gravitationnelles (des ondulations infimes de l’espace-temps provoquées par des phénomènes cataclysmiques dans le cosmos) !

Comme pour les deux premiers événements, ces ondes ont été générées lorsque deux trous noirs ont fusionné en un plus gros.

Le nouveau trou noir, situé à près de 3 milliards d’années-lumière de la Terre (soit deux fois plus loin que pour les deux systèmes déjà découverts) est environ 49 fois plus lourd que le Soleil, une masse intermédiaire par rapport aux résultats des deux fusions observées en 2015 (62 et 21 masses solaires).

Cette découverte est décrite dans un nouvel article publié aujourd'hui par la revue scientifique Physical Review Letters. L’événement a été enregistré au cours de la campagne actuelle de prise de données des deux détecteurs LIGO (situés à Hanford dans l’Etat de Washington et à Livingston en Louisiane) qui a démarré le 30 novembre dernier et se poursuivra pendant l’été. Ces instruments seront alors rejoints par le détecteur européen Virgo.

"Avec cette troisième détection nous confirmons l’existence d’une population inattendue de trous noirs stellaires dont la masse dépasse vingt fois celle du Soleil," explique Jo van den Brand du laboratoire Nikhef et de l’Université VU d’Amsterdam, le porte-parole récemment élu de la collaboration Virgo.

"Les deux collaborations Virgo et LIGO ont travaillé ensemble pour aboutir à la détection de ces événements extraordinaires qui se sont déroulés il y a des milliards d’années.”

La troisième détection, baptisée GW170104 car enregistrée le 4 janvier 2017, a été analysée avec soin par la Collaboration Scientifique LIGO (LSC) et la collaboration Virgo.

Au total, cela représente plus de 1200 scientifiques appartenant à une centaine de laboratoires répartis sur quatre continents. Auparavant, cet effort au niveau mondial avait été couronné de succès avec la première observation directe des ondes gravitationnelles en septembre 2015 lors de la première prise de données des détecteurs LIGO. Ensuite, un second événement avait été détecté en décembre 2015. Dans les trois cas, les ondes gravitationnelles enregistrées ont été émises par des collisions très énergétiques de deux trous noirs – des événements qui, juste avant la fusion, émettent sous forme d’ondes gravitationnelles une puissance supérieure à la puissance lumineuse produite par l’ensemble des étoiles de toutes les galaxies de l’Univers visible.

Cette nouvelle détection apporte des informations sur la manière dont les trous noirs tournent sur eux-mêmes. En plus d’orbiter l’un autour de l’autre, les deux trous noirs ont un mouvement de rotation propre. Un peu comme deux patineurs qui font la toupie tout en valsant de concert. Des trous noirs peuvent tourner dans le même sens que leur mouvement de révolution orbital ou bien dans le sens contraire. De plus, leur axe de rotation peut être incliné par rapport au plan de leur orbite. L’analyse des données de GW170104 indique que l’un au moins des trous noirs avait un mouvement de rotation incliné, ce qui donne des informations sur la manière dont la paire de trous noirs a pu se former