Laser Interferometer Space Antenna - Définition
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Les interféromètres terrestres
Des interféromètres terrestres tels que VIRGO (construit à Cascina, près de Pise en Italie), ou LIGO (Livingstone et Hanford, États-Unis), existent déjà depuis le début des années 2000 et sont opérationnels ; leur sensibilité est cependant limitée aux hautes fréquences (10 Hz – 10 kHz) par le bruit sismique, leur longueur de bras, et par les gradients de champs gravitationnels à l’intérieur de la Terre. En s'affranchissant de la Terre, LISA est en mesure d'explorer des gammes de fréquence plus basses, typiquement 0.1 mHz - 0.1 Hz.
Le démonstrateur technologique LISA pathfinder
Courant 2010 est prévu le lancement du satellite LISA pathfinder (envoyé au point de Lagrange L1, c'est-à-dire en un point précis situé sur le segment Terre-Soleil) qui sera un test de fonctionnement en conditions réelles de l’instrumentation et des technologies retenues pour être employées par LISA, en particulier accéléromètres capacitifs, micro-accélérateurs, compensateurs de trainée des satellites, et bancs optiques.
Supports de la mission
La mission LISA est cofinancée par l’Agence spatiale européenne qui fournira les satellites, les modules de propulsion et une partie des technologies embarquées, et la NASA qui fournira le lanceur et l’autre partie des technologies embarquées.
Sensibilité de LISA
Les dimensions de l’interféromètre LISA et son isolation des sources terrestres de bruits permettent ainsi d’obtenir une sensibilité comparable à celle des interféromètres terrestres (sensibilité objective 10 pm sur une distance de 5 millions de kilomètres, soit une variation relative de distance δL/L < 10-21), mais dans une bande de fréquences allant de 0.1 mHz à 0.1 Hz approximativement. Cette bande de fréquence est complémentaire de celle des antennes du type VIRGO ou LIGO, et donne accès à une autre classe d’évènements astrophysiques.
La physique visée par LISA est principalement celle qui se déroule autour des trous noirs supermassifs abrités par la quasi-totalité des bulbes galactiques. On souhaite observer à travers les signaux gravitationnels les captures d’astres compacts par des trous noirs, voire les coalescences de trous noirs supermassifs.
En effet, la fréquence des ondes gravitationnelles est directement reliée à la période orbitale du système qui les génére. Or la période orbitale d'un système de deux trous noirs sur le point de fusionner est directement fonction de leur masse : plus la masse est élevée, plus la période est grande et la fréquence des ondes produites basse. La bande de fréquence des interféromètres terrestres correspond à des émissions produites par des étoiles à neutrons ou des trous noirs stellaires. Celle de LISA correspondra à celle des trous noirs supermassifs. Les événements impliquant les trous noirs supermassifs sont a priori plus rares que ceux impliquant des trous noirs stellaires, mais sont détectables sur de plus grandes distances. Un risque lié à la mission LISA est que le signal gravitationnel soit pollué par un ensemble de systèmes de deux naines blanches, générant des ondes à ces fréquences là, de plus faible amplitude, mais néanmoins détectable du fait de leur plus grande proximité.
