Gravity Probe B

Topic dans l'attente des résultats de la mission qui seront annoncés samedi.

Parmi les exploit technologique de la mission, il y a la conception des sphères les plus parfaites jamais usinées par l'homme.

Il y en a quatre comme celles ci dans les gyroscope de la sonde Gravity Probe B.

Le gyroscope doit permettre de détecter une rotation de 10^-7 degré/an (0.1 milliseconde d'arc).



Diamètre : 38 mm
Composition : quartz fondu amorphe recouvert de niobium (1270 nm d'épaisseur)
Le niobium devient supraconducteur à la température de fonctionnement du gyroscope.

Pureté du quartz : 2 partie par million
Vitesse de rotation 10 000 tour/min
Ecart à la sphéricité : moins de 40 couches atomiques (0,01 micron)

Si la bille avait la taille de la Terre, la hauteur maximale du relief serait de 2,4 m...

a+

pour comparaison, quelqu'un aurait une idée de la précision atteinte par les gyroscopes optiques ?

Il y a une échelle de comparaison sur le site :




geodetic affect et frame dragging effect sont les deux effets à mesurer dans la mission. Les performances des instruments classiques terrestres (je pense que les gyroscopes optiques doivent se situer en bas de la fourchette, dans les hautes précisions) sont pour les meilleurs de 7 ordres de grandeur inférieures aux performances du gyroscope de GP-B

Aux premières infos, l'effet géodesique est confirmé à moins de 1%. Pour l'effet Lense-Thirring toutefois, des anomalies ont réduit la précision des données d'1 ou 2 ordres de grandeur, il faudra donc attendre décembre pour obtenir le résultat suite aux calculs correctifs.

Un lien ici :
http://einstein.stanford.edu/content/pr ... 041807.pdf

The GP-B satellite was launched in April 2004. It collected more than a year’s worth of data that the Stanford GP-B science team has been pouring over for the past 18 months. The satellite was designed as a pristine, space-borne laboratory, whose sole task was to use four ultra-precise gyroscopes to measure directly two effects predicted by general relativity. One is the geodetic effect—the amount by which the mass of the Earth warps the local space-time in which it resides. The other effect, called frame-dragging, is the amount by which the rotating Earth drags local space-time around with it. According to Einstein’s theory, over the course of a year, the geodetic warping of Earth’s local space-time causes the spin axes of each gyroscope to shift from its initial alignment by a minuscule angle of 6.606 arc-seconds (0.0018 degrees) in the plane of the spacecraft’s orbit. Likewise, the twisting of Earth’s local space-time causes the spin axis to shift by an even smaller angle of 0.039 arc-seconds (0.000011 degrees)— about the width of a human hair viewed from a quarter mile away—in the plane of the Earth’s equator.

GP-B scientists expect to announce the final results of the experiment in December 2007, following eight months of further data analysis and refinement. Today, Everitt and his team are poised to share what they have found so far—namely that the data from the GP-B gyroscopes clearly confirm Einstein’s predicted geodetic effect to a precision of better than 1 percent. However, the frame-dragging effect is 170 times smaller than the geodetic effect, and Stanford scientists are still extracting its signature from the spacecraft data. The GP-B instrument has ample resolution to measure the frame-dragging effect precisely, but the team has discovered small torque and sensor effects that must be accurately modeled and removed from the result. “We anticipate that it will take about eight more months of detailed data analysis to realize the full accuracy of the instrument and to reduce the measurement uncertainty from the 0.1 to 0.05 arc-seconds per year that we’ve achieved to date down to the expected final accuracy of better than 0.005 arc-seconds per year,” said William Bencze, GP-B program manager. “Understanding the details of this science data is a bit like an archeological dig. A scientist starts with a bulldozer, follows with a shovel, and then finally uses dental picks and toothbrushes to clear the dust away from the treasure. We are passing out the toothbrushes now.”

Ils ont eu une sacrée chance car l'erreur peut être corrigée (le bulldozer n'a pas écrasé le trésor), ou 1 milliard de dollars et des décennies de travail seraient partis en fumée.

xantox a écrit:

Ils ont eu une sacrée chance car l'erreur peut être corrigée (le bulldozer n'a pas écrasé le trésor), ou 1 milliard de dollars et des décennies de travail seraient partis en fumée.

C'est la première fois que je sens de l'amertume et de l'aigreur dans tes propos.

LokiLeFourbe a écrit:

C'est la première fois que je sens de l'amertume et de l'aigreur dans tes propos.

OK, j'ai du mal m'exprimer alors, le propos était de remarquer comment la complexité et la finesse de ces entreprises les rend extrêmement fragiles à la plus infime erreur, cela ne fait qu'augmenter leur caractère extraordinaire. On sera d'autant plus heureux d'obtenir ces données qu'elles ont échappé de peu à un bulldozer.

xantox a écrit:

LokiLeFourbe a écrit:

C'est la première fois que je sens de l'amertume et de l'aigreur dans tes propos.

OK, j'ai du mal m'exprimer alors, le propos était de remarquer comment la complexité et la finesse de ces entreprises les rend extrêmement fragiles à la plus infime erreur, cela ne fait qu'augmenter leur caractère extraordinaire. On sera d'autant plus heureux d'obtenir ces données qu'elles ont échappé de peu à un bulldozer.

Ok

J'ai cru que tu gueulais contre qquechose ou qqu'un en particulier.

Je pensais qu'on avait déjà eu l'occasion de vérifier l'effet Lense-Thirring et la précession géodétique à partir d'observations sur des trous noirs et étoiles à neutrons, surtout dans des systèmes binaires. Ce sont quand même des situations a priori bien plus favorables que le faible champ et la faible vitesse de rotation terrestre, non ?
Et même sans parler de système binaire, l'effet Lense-Thirring ne se voit donc pas sur le disque d'accrétion d'un trou noir ?

Les satellites LAGEOS avaient déjà permis une mesure de l'effet Lense-Thirring à ~10%¹ mais les sources d'erreur ont fait débat. GP-B est censé améliorer la précision d'au moins un ordre de grandeur.

Il y a bien eu des approches avec des binaires X, mais il y a beaucoup plus de présupposés : le modèle est rudimentaire, la masse exacte du trou noir n'est pas connue, etc. L'idée est que l'effet Lense-Thirring doit produire une précession du disque d'accrétion, et que certaines oscillations qui sont observées dans le signal pourraient en être la manifestation.

__________________

¹ I. Ciufolini, E. C. Pavlis, "A confirmation of the general relativistic prediction of the Lense-Thirring effect", Nature 431, 958-960 (2004)

Bonjour

Je crois me souvenir qu'on avait un modèle suffisamment précis pour déduire l'existence des ondes gravitationnelles à partir de la mesure de la décroissance de période orbitale d'un système binaire d'étoiles à neutrons. Mais peut-être que l'effet Lense-Thirring ne se voit pas dans ce cas parce qu'il est négligeable par rapport à l'effet de l'émission d'ondes gravitationnelles ?
Il serait intéressant d'avoir des ordres de grandeur de ces différents effets dans ce cas, même sur un modèle très sommaire.

A+

lambda0 a écrit:

Bonjour

Je crois me souvenir qu'on avait un modèle suffisamment précis pour déduire l'existence des ondes gravitationnelles à partir de la mesure de la décroissance de période orbitale d'un système binaire d'étoiles à neutrons.

A+

Oui sur PSR 1913 +16

une page pas mal en anglais


J. M. Weisberg and J. H. Taylor, Relativistic Binary Pulsar B1913+16: Thirty Years of Observations and Analysis, July 2004.

Une page très bien de Thibault DAMOUR :
Pour conclure ce survol des aspects classiques de la relativité générale, parlons brièvement des"pulsars binaires", c’est-à-dire des systèmes doubles constitués d’un pulsar (étoile à neutrons en rotation rapide sur elle-même) et d’une étoile compagnon très dense (étoile à neutrons ou naine blanche). Le premier système de ce type, nommé PSR 1913+16, a été découvert par Russell A. Hulse et Joseph H. Taylor en 1974. Grâce aux observations régulières réalisées par Joseph H. Taylor et ses collaborateurs depuis sa découverte, il a été possible de suivre avec une précision remarquable le mouvement orbital du pulsar. Ce qui rend ce système si intéressant du point de vue théorique, c’est qu’il contient des régions où le champ gravitationnel est très intense. En effet, la courbure de l’espace-temps à l’intérieur et au voisinage immédiat du corps gravitationnellement condensé qu’est le pulsar (et sans doute aussi son compagnon) est grande (avec amplitude de l'OG de l’ordre de 0,40, au lieu de 10^-6 dans le système solaire). De plus, le fait que l’interaction gravitationnelle se propage à la vitesse de la lumière entre le pulsar et son compagnon joue un rôle important. L’étude théorique de ce système a nécessité le développement d’une nouvelle méthode capable de tenir compte de la présence de régions de champ fort, et de traiter avec soin le phénomène de propagation de l’interaction gravitationnelle. Cette méthode a d’abord permis de démontrer que, en relativité générale, tous les effets de champ gravitationnel fort pouvaient être absorbés dans la définition d’une"masse observable"pour chaque objet. Cette propriété, qui est encore un des aspects du principe d’équivalence, est caractéristique de la relativité générale et n’est pas vraie dans les autres théories de la gravitation (notamment les théories tenseur-scalaires où les effets de champ gravitationnel fort peuvent introduire d’importantes modifications dans l’interaction gravitationnelle de deux étoiles à neutrons). On voit là comment les mesures faites sur les pulsars binaires permettent d’aller au-delà des expériences effectuées dans le système solaire en sondant le régime des champs gravitationnels forts. Pour ce faire, il faut pouvoir effectuer une comparaison détaillée entre les données observationnelles brutes (qui consistent en une série discrète de temps d’arrivée sur Terre des impulsions électromagnétiques en provenance du pulsar en mouvement orbital) et une classe générale de théories de la gravitation. De façon un peu similaire à ce qui a été dit plus haut à propos des tests dans le système solaire, une telle comparaison est possible par un processus de paramétrisation appelé "postképlérien". Mais, dans ce cas, ce n’est pas la métrique d’espace-temps que l’on paramétrise, mais directement la "formule de chronométrage" qui donne les temps d’arrivée théoriques des signaux sur Terre en fonction d’une vingtaine de"paramètres phénoménologiques". On obtient alors des tests de la relativité générale (ainsi que d’une large classe d’autres théories de la gravitation) si l’on mesure plus de paramètres phénoménologiques que le nombre minimal de paramètres dynamiques qui suffisent à caractériser intrinsèquement le système. Dans le cas du système PSR 1913+16, il a été possible de mesurer trois paramètres phénoménologiques orbitaux (ou paramètres postképlériens) : omega, qui mesure l’avance du périastre, lambda (à ne pas confondre avec le paramètre postnewtonien introduit ci-dessus), qui mesure la dilatation gravitationnelle de la fréquence de rotation du pulsar sur lui-même, et P, qui mesure la variation séculaire de la période orbitale. La physique des champs gravitationnels intenses entre dans la détermination de omega, lambda et P. De plus, l’origine physique de P peut être directement attribuée au fait que l’interaction gravitationnelle entre le pulsar et son compagnon se propage à la vitesse de la lumière (cf. équation 21). Cette propagation à vitesse finie produit, dans la force gravitationnelle agissant sur le pulsar, une composante opposée à sa vitesse orbitale qui fait progressivement"tomber"le pulsar sur une orbite plus basse autour de son compagnon, causant ainsi une diminution progressive de la période orbitale (P S 0). Notons que, dans quelque 300 millions d’années, cette"chute"progressive du pulsar et de son compagnon l’un vers l’autre conduira à un système binaire extrêmement serré, en mouvement spiral convergent, émettant, lors des derniers milliers d’orbites, un rayonnement gravitationnel très intense qui est le prototype des sources d’ondes gravitationnelles que les projets L.I.G.O. et Virgo cherchent à détecter dans d’autres galaxies. La mesure simultanée de omega, lambda et P dans PSR 1913+16 donne lieu à un test combiné du régime de champ fort et des propriétés de propagation de la gravitation (fig. 2). La relativité générale passe ce test avec une précision de 3,5. 10^-3.

Un autre pulsar binaire, PSR 1534 + 12, découvert par Aleksander Wolszczan en 1991, a permis quant à lui de mesurer cinq paramètres postképlériens : omega, lambda et P et deux nouveaux paramètres r et s, qui mesurent l’amplitude et la forme du retard gravitationnel des signaux du pulsar causé par la présence du compagnon. Ces cinq mesures simultanées donnent lieu à deux tests "purs" du régime de champ fort, et un test combiné du régime de champ fort et des aspects radiatifs de la gravitation. Là encore, la relativité générale passe ces trois nouveaux tests avec un complet succès.

En conclusion, l’étude des pulsars binaires a permis de confirmer pour la première fois que la théorie d’Einstein décrit correctement le régime des champs gravitationnels intenses, et de prouver observationnellement que l’interaction gravitationnelle se propage à vitesse finie (ce qui démontre la réalité des ondes gravitationnelles).

c est fabuleux