TAMA

L’interféromètre TAMA (ou TAMA 300) est un instrument scientifique dédié à la détection d'ondes gravitationnelles situé au Japon. Comme les autres détecteurs actuels LIGO, Virgo et KAGRA, il s'appuie sur un interféromètre de Michelson, destiné à mesurer les minuscules variations de longueur induites par les ondes gravitationnelles dans ses bras de 300 m. Sa construction a débuté en 1995, pour une mise en service en 1999. Sa relative petite taille limite cependant fortement sa sensibilité potentielle, et le projet sert aujourd'hui de laboratoire de test de nouvelles technologies. Dénomination TAMA est généralement utilisé comme raccourci de son nom complet, TAMA 300 (en référence à la longueur de ses bras). L'étymologie du nom TAMA est très rarement mentionnée ; il est parfois stylisé en 多摩 (tama), se référant à la région de Tama, qui représente la moitié ouest de la Métropole de Tokyo où se trouve la ville de Mitaka dans laquelle l'interféromètre est situé. D'autres documents donnent l'étymologie Tokyo Advanced Medium-scale Antenna. Historique Une des premières réalisations du projet TAMA est la construction d'un prototype de détecteur dont les bras mesurent 20 m de long à l'université de Mitaka, qui abrite l'Observatoire astronomique national du Japon. Le prototype (parfois surnommé « TAMA 20 ») commence ses opérations en 1996 ; il permet de tester différentes méthodes et éléments du futur TAMA 300, objectif principal du projet. En 1999, il sera déplacé dans la mine de Kamioka afin de réaliser des tests sur la viabilité d'un détecteur souterrain ; il est alors renommé LISM. La construction de TAMA 300 débute en 1995, les observations commençant dès 1999. Entre 1999 et 2004, il réalise près de 2 700 heures d'observation réparties en 9 périodes. Dès sa conception, il est établi que sa sensibilité ne permettra de couvrir que notre propre galaxie ; les taux d'évènements émettant des ondes gravitationnelles dans la bande de fréquence visées étant très faible, une détection est donc peu probable. Le détecteur permet néanmoins de démontrer la viabilité de l'opération d'un grand interféromètre, ouvrant la voie pour le projet KAGRA. Aujourd'hui, TAMA ne participe plus aux observations, sa sensibilité étant trop limitée par rapport aux plus grands détecteurs LIGO et Virgo. Il est cependant toujours utilisé afin de tester de nouvelles technologies. Instrument Comme les autres détecteurs d'ondes gravitationnelles actuels, TAMA 300 s'appuie sur l'interférométrie de Michelson. Il possède des bras de 300 m de long. Il est situé sur le campus de l'université de Mitaka, avec des bras situés dans des tunnels creusés à cet effet. Ses miroirs principaux (situés à chaque bout des bras pour former des cavités de Fabry-Pérot) sont faits de verre de quartz, et mesurent 10 cm de diamètre pour une épaisseur de 6 cm ; ils sont suspendus par un double pendule complété d'un « pendule en X » afin d'atténuer le bruit sismique. Comme les détecteurs actuels, il intègre un miroir de recyclage de puissance, qui réinjecte la lumière s'échappant de l'interféromètre dans le but d'atteindre des puissances plus élevées. Les optiques de l'interféromètre sont placées dans un ultravide atteignant une pression de 10⁻⁶ pascals. L'interféromètre est alimenté par un laser Nd-YAG d'une puissance de 10 W. La portée de l'interféromètre (indiquant la distance à laquelle une binaire d'étoiles à neutrons de référence peut être détectée avec un rapport signal sur bruit de 8) était autour des 40 kpc, à comparer avec les plusieurs dizaines de Mpc des détecteurs actuels. Notes et références Liens externes Sites officiels : (en) tamago.mtk.nao.ac.jp/spacetime/tama300_e.html et (ja) tamago.mtk.nao.ac.jp/spacetime/tama300_j.html (en) Site officiel Portail de l’astronomie