3. Les sources de rayonnement gravitationnel
Pratiquement tout mouvement de matière s'effectuant sans symétrie sphérique entraîne l'émission d'ondes gravitationnelles. Les astres compacts peuvent rayonner une énergie fantastique sous cette forme, mais l'espace-temps se comporte comme un milieu très rigide, et la perturbation qui atteint la Terre, mesurée par la perturbation de la métrique, reste minuscule en valeur relative, de l'ordre de 10—30 à 10—20. Pour détecter cet effet, l'événement doit donc être véritablement catastrophique. On en distingue deux types : l'effondrement gravitationnel d'un astre ayant épuisé son combustible nucléaire et la phase finale des étoiles doubles. Dans le premier, le cœur d'une étoile massive en fin d'évolution s'effondre, par un mécanisme de supernova (dite de type II), en une étoile à neutrons ; si la rotation de ce cœur est suffisante pour empêcher une trop grande symétrie sphérique, l'émission d'ondes gravitationnelles peut être intense ; l'étoile à neutrons elle-même peut à son tour s'effondrer pour donner naissance à un trou noir et, là encore, rayonner. Le second type découle du fait que les étoiles sont relativement fréquemment en couples serrés, ce qui implique que leur évolution aboutit assez souvent à la formation de systèmes binaires d'étoiles à neutrons ou de trous noirs ; de tels systèmes rayonnent des ondes gravitationnelles pendant que la distance entre les deux objets diminue, jusqu'à leur coalescence, avec formation éventuelle d'un trou noir, ou jusqu'à la destruction de l'un d'eux par les formidables forces de marées ; c'est un phénomène de ce type que Taylor a observé dans le cas du pulsar PSR 1913+16. On estime que trois événements de cette nature se produiraient annuellement à moins d'une centaine de mégaparsecs de la Terre, amenant une perturbation de la métrique de l'ordre de 10—22.
D'autres sources sont envisageables : par exemple, l'absorption d'une étoile par un trou noir supermassif, comme celui qui est sans do […]
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