Interféromètre Virgo

L' interféromètre Virgo est un instrument scientifique de grande envergure situé près de Pise , en Italie, pour détecter les ondes gravitationnelles . Le détecteur est un interféromètre de Michelson , qui peut détecter les variations de longueur minuscules de ses deux bras de 3 km (1,9 mi) induites par le passage des ondes gravitationnelles. La précision requise est obtenue en utilisant de nombreux systèmes pour l'isoler du monde extérieur, notamment en gardant ses miroirs et son instrumentation dans un vide ultra-élevé et en les suspendant à l'aide de systèmes complexes de pendules . Entre ses observations périodiques, le détecteur est mis à niveau pour augmenter sa sensibilité. Les campagnes d'observation sont planifiées en collaboration avec d'autres détecteurs similaires, notamment les deux observatoires d'ondes gravitationnelles par interféromètre laser ( LIGO ) aux États-Unis et le détecteur d'ondes gravitationnelles Kamioka ( KAGRA ) au Japon, car la coopération entre plusieurs détecteurs est cruciale pour détecter les ondes gravitationnelles et localiser leur origine.

Il a été conçu et construit à une époque où les ondes gravitationnelles n'étaient qu'une prédiction de la relativité générale . Le projet, nommé d'après l' amas de galaxies de la Vierge , a été approuvé pour la première fois en 1992 et la construction a été achevée en 2003. Après plusieurs années d'améliorations sans détection, il a été arrêté en 2011 pour les mises à niveau « Advanced Virgo ». En 2015, la première observation d'ondes gravitationnelles a été réalisée par les deux détecteurs LIGO, alors que Virgo était encore en cours de mise à niveau. Il a repris les observations début août 2017, réalisant sa première détection le 14 août (avec les détecteurs LIGO) ; elle a été rapidement suivie par la détection de l' onde gravitationnelle GW170817 , la seule également observée avec des méthodes classiques ( télescopes optiques , gamma , rayons X et radiotélescopes ) à partir de 2024.

Virgo est hébergé par l' Observatoire gravitationnel européen (EGO), un consortium fondé par le Centre national de la recherche scientifique (CNRS) français et l' Institut national de physique nucléaire (INFN) italien. La collaboration plus large Virgo, qui rassemble 940 membres dans 20 pays, exploite le détecteur et définit la stratégie et la politique de son utilisation et de ses mises à niveau. Les collaborations LIGO et Virgo partagent leurs données depuis 2007, et avec KAGRA depuis 2019, formant la collaboration LIGO-Virgo-KAGRA (LVK).

L'interféromètre Virgo est géré par le consortium EGO ( European Gravitational Observatory ), créé en décembre 2000 par le Centre national de la recherche scientifique (CNRS) et l' Institut national de physique nucléaire (INFN). Nikhef , l'Institut néerlandais de physique nucléaire et des hautes énergies, a ensuite rejoint le consortium en tant qu'observateur et est finalement devenu membre à part entière. EGO est responsable du site Virgo et est en charge de la mise en service, de la maintenance, de l'exploitation et des mises à niveau du détecteur. Par métonymie , le site lui-même est parfois appelé EGO, car le consortium y a son siège. L'un des objectifs d'EGO est de promouvoir la recherche sur la gravité en Europe. Entre 2018 et 2024, le budget d'EGO fluctue entre 9 et 11,5 millions d'euros par an, employant environ 60 personnes.

La collaboration Virgo regroupe tous les chercheurs travaillant sur divers aspects du détecteur. Environ 940 membres, représentant 165 institutions dans 20 pays, faisaient partie de la collaboration en décembre 2024. Cela comprend des institutions en France, en Italie, aux Pays-Bas, en Pologne, en Espagne, en Belgique, en Allemagne, en Hongrie, au Portugal, en Grèce, en Tchéquie, au Danemark, en Irlande, à Monaco, en Suisse, au Brésil, au Burkina Faso, en Chine, en Israël, au Japon et en Corée du Sud.

La collaboration Virgo fait partie de la collaboration plus vaste LIGO-Virgo-KAGRA (LVK), qui rassemble des scientifiques des autres grandes expériences sur les ondes gravitationnelles pour analyser conjointement les données ; cela est crucial pour la détection des ondes gravitationnelles. LVK a débuté en 2007 sous le nom de collaboration LIGO-Virgo, et s'est élargie lorsque KAGRA l'a rejoint en 2019.

Virgo est conçu pour rechercher des ondes gravitationnelles émises par des sources astrophysiques à travers l'univers qui peuvent être classées en trois types :

• Sources transitoires, qui sont des objets détectables uniquement pendant une courte période. Les principales sources de cette catégorie sont les coalescences binaires compactes (CBC) provenant de trous noirs binaires (ou d'étoiles à neutrons ) en fusion, émettant un signal à croissance rapide qui ne devient détectable que dans les dernières secondes avant la fusion. D'autres sources possibles d'ondes gravitationnelles de courte durée sont les supernovae , les instabilités dans les objets astrophysiques compacts ou des sources exotiques telles que les cordes cosmiques .
• Sources continues, émettant un signal observable sur une longue échelle de temps. Les principaux candidats sont les étoiles à neutrons à rotation rapide ( pulsars ), qui peuvent émettre des ondes gravitationnelles si elles ne sont pas parfaitement sphériques (par exemple s'il y a de minuscules « montagnes » à la surface).
• Les fonds stochastiques sont un type de signal généralement continu diffusé sur de grandes régions du ciel plutôt que provenant d'une source unique. Il pourrait être constitué d'un grand nombre de sources indiscernables des catégories ci-dessus, ou provenir des premiers instants de l'univers.

La détection des ondes gravitationnelles provenant de ces sources est une nouvelle façon de les observer (souvent avec des informations différentes de celles des méthodes classiques telles que les télescopes) et de sonder les propriétés fondamentales de la gravité telles que la polarisation des ondes gravitationnelles, une éventuelle lentille gravitationnelle , ou de déterminer si les signaux observés sont correctement décrits par la relativité générale. Elle fournit également un moyen de mesurer la constante de Hubble .

Le projet Virgo a été approuvé en 1992 par le CNRS français et l'année suivante par l'INFN italien. La construction du détecteur a commencé en 1996 à Santo Stefano a Macerata in Cascina , près de Pise , en Italie, et s'est achevée en 2003. Après plusieurs campagnes d'observation au cours desquelles aucune onde gravitationnelle n'a été détectée, l'interféromètre a été arrêté en 2011 pour être mis à niveau dans le cadre du projet Advanced Virgo. Il a repris ses observations en 2017 et a réalisé ses deux premières détections peu de temps après, en même temps que les détecteurs LIGO.

Bien que le concept d' ondes gravitationnelles ait été présenté par Albert Einstein en 1916, les projets sérieux visant à les détecter n'ont commencé qu'à la fin des années 1960. Les premières furent les barres de Weber , inventées par Joseph Weber ; bien qu'elles aient pu détecter les ondes gravitationnelles en théorie, aucune des expériences n'a réussi. Cependant, elles ont suscité la création de groupes de recherche dédiés aux ondes gravitationnelles.

L'idée d'un grand détecteur interférométrique a commencé à gagner en crédibilité au début des années 1980, et le projet Virgo a été conceptualisé par le chercheur italien Adalberto Giazotto et le chercheur français Alain Brillet en 1985 après leur rencontre à Rome . Une idée clé qui a distingué Virgo des autres projets était le ciblage des basses fréquences (autour de 10 Hz) ; la plupart des projets se concentraient sur des fréquences plus élevées (autour de 500 Hz). Beaucoup pensaient à l'époque que les observations à basse fréquence n'étaient pas possibles ; seules la France et l'Italie ont commencé à travailler sur le projet, qui a été proposé pour la première fois en 1987. Le nom Virgo a été inventé peu de temps après, en référence à l' amas de galaxies Virgo ; il symbolise l'objectif du projet de détecter des ondes gravitationnelles provenant d'au-delà de notre galaxie. Après l'approbation du CNRS et de l'INFN, la construction de l'interféromètre a commencé en 1996 avec pour objectif de commencer les observations d'ici 2000.

Le premier objectif de Virgo était d'observer directement les ondes gravitationnelles, dont l'existence était déjà indirectement prouvée par l'étude de trois décennies du pulsar binaire 1913+16 : la diminution observée de la période orbitale de ce pulsar binaire était en accord avec l'hypothèse selon laquelle le système perdait de l'énergie en émettant des ondes gravitationnelles.

Le détecteur Virgo a été construit, mis en service et exploité pour la première fois dans les années 2000, et a atteint la sensibilité attendue. Cela a validé ses choix de conception et démontré que les interféromètres géants étaient des dispositifs prometteurs pour détecter les ondes gravitationnelles dans une large bande de fréquence. Cette phase est parfois appelée la « Vierge initiale » ou « Vierge originelle ».

La construction du détecteur Virgo initial a été achevée en juin 2003, et plusieurs périodes de collecte de données (« science runs ») ont suivi entre 2007 et 2011, après 4 ans de mise en service. Certaines des exécutions ont été effectuées avec les deux détecteurs LIGO (qui sont situés à Hanford , Washington et à Livingston, Louisiane ). Il y a eu un arrêt de quelques mois en 2010 pour une mise à niveau du système de suspension Virgo, et les fils de suspension en acier d'origine ont été remplacés par des fibres de verre pour réduire le bruit thermique. Même après plusieurs mois de collecte de données avec le système de suspension amélioré, aucune onde gravitationnelle n'a été observée, et le détecteur a été arrêté en septembre 2011 pour l'installation d'Advanced Virgo.

Le détecteur Advanced Virgo visait à augmenter la sensibilité (et la distance à laquelle un signal peut être détecté) d'un facteur 10, lui permettant de sonder un volume de l'univers 1 000 fois plus grand et rendant la détection des ondes gravitationnelles plus probable. Il a bénéficié de l'expérience acquise avec le détecteur initial et des avancées technologiques.

Le détecteur Advanced Virgo a conservé la même infrastructure sous vide que le Virgo initial, mais le reste de l'interféromètre a été amélioré. Quatre cryotrappes supplémentaires ont été ajoutés aux deux extrémités de chaque bras pour piéger les particules résiduelles provenant des tours à miroirs. Les nouveaux miroirs étaient plus grands, avec un diamètre de 35 cm (14 po) et un poids de 40 kg (88 lb), et leurs performances optiques ont été améliorées. Les éléments optiques utilisés pour contrôler l'interféromètre étaient sous vide sur des supports suspendus. Un système d' optique adaptative a été installé pour corriger les aberrations du miroir in situ . Dans le plan initial, la puissance du laser devait atteindre 200 W dans sa configuration finale.

Le processus de mise en service d'Advanced Virgo a commencé en 2016, rejoignant les deux détecteurs LIGO (qui avaient subi des mises à niveau similaires avec Advanced LIGO et avaient effectué leur première détection en 2015) le 1er août 2017. Des « cycles » d'observation pour l'ère des détecteurs Advanced sont prévus par la collaboration LVK dans le but de maximiser le temps d'observation avec plusieurs détecteurs, et sont étiquetés O1 à O5 ; Virgo a commencé à y participer vers la fin de l'exécution O2. LIGO et Virgo ont détecté le signal GW170814 le 14 août 2017, qui a été signalé le 27 septembre de la même année. Il s'agissait de la première fusion de trous noirs binaires détectée à la fois par LIGO et Virgo, et la première pour Virgo.

Le signal GW170817 a été détecté par LIGO et Virgo le 17 août 2017. Le signal, produit par les dernières minutes de deux étoiles à neutrons se rapprochant en spirale et fusionnant , a été la première fusion d'étoiles à neutrons binaires observée et la première observation d'ondes gravitationnelles confirmée par des moyens non gravitationnels. Le sursaut gamma résultant a également été détecté, et des télescopes optiques ont découvert plus tard une kilonova correspondant à la fusion.

Après de nouvelles mises à niveau, Virgo a commencé sa troisième campagne d'observation (O3) en avril 2019. Prévue pour durer un an, la campagne s'est terminée prématurément le 27 mars 2020 en raison de la pandémie de COVID-19 .

Les mises à niveau suivant O3 font partie du programme Advanced Virgo+, divisé en deux phases ; la première a précédé l'exécution O4, et la seconde l'exécution O5. La première phase s'est concentrée sur la réduction du bruit quantique en introduisant un laser plus puissant, en améliorant la compression introduite dans O3 et en mettant en œuvre une nouvelle technique connue sous le nom de recyclage du signal ; des capteurs sismiques ont également été installés autour des miroirs. La deuxième phase tentera de réduire le bruit thermique des miroirs en modifiant la géométrie du faisceau laser pour augmenter sa taille sur les miroirs (en répartissant l'énergie sur une plus grande surface et en réduisant ainsi la température) et en améliorant le revêtement des miroirs ; les miroirs d'extrémité seront plus grands, ce qui nécessitera des améliorations de la suspension. D'autres améliorations pour la réduction du bruit quantique sont également attendues dans la deuxième phase, en s'appuyant sur les changements de la première.

La quatrième série d'observations (O4) devait débuter en mai 2023 et devait durer 20 mois, y compris une pause de mise en service pouvant aller jusqu'à deux mois. Le 11 mai 2023, Virgo a annoncé qu'il ne se joindrait pas au début de l'O4 ; l'interféromètre n'était pas suffisamment stable pour atteindre la sensibilité attendue et un miroir devait être remplacé, ce qui a nécessité plusieurs semaines de travail. Virgo n'a pas rejoint la série O4 pendant sa première partie (O4a, qui s'est terminée le 16 janvier 2024), car il n'a atteint qu'une sensibilité maximale de 45 Mpc au lieu des 80 à 115 Mpc initialement prévus ; il a rejoint la deuxième partie de la série (O4b), qui a commencé le 10 avril 2024, avec une sensibilité de 50 à 55 Mpc. En juin 2024, il a été annoncé que la série O4 durerait jusqu'au 9 juin 2025 pour se préparer davantage aux mises à niveau d'O5.

Le détecteur sera à nouveau arrêté pour des mises à niveau, notamment pour améliorer le revêtement des miroirs, après la période O4. Une cinquième période d'observation (O5) devrait débuter vers juin 2027. La sensibilité cible de Virgo, initialement fixée à 150-260 Mpc, est en cours de redéfinition à la lumière de ses performances pendant la période O4. Les plans pour entrer dans la période O5 devraient être connus au premier trimestre 2025.

Aucun plan officiel n'a été annoncé pour l'avenir des installations Virgo après la période O5, bien que des projets d'amélioration des détecteurs aient été suggérés. Les plans actuels de la collaboration sont connus sous le nom de projet Virgo_nEXT.

En relativité générale, une onde gravitationnelle est une perturbation de l'espace-temps qui se propage à la vitesse de la lumière. Elle courbe légèrement l'espace-temps, modifiant le trajet de la lumière . Cela peut être détecté avec un interféromètre de Michelson , dans lequel un laser est divisé en deux faisceaux se déplaçant dans des directions orthogonales , rebondissant sur un miroir à l'extrémité de chaque bras. Lorsque l'onde gravitationnelle passe, elle modifie différemment le trajet des deux faisceaux ; ils sont ensuite recombinés, et le motif interférométrique résultant est mesuré avec une photodiode . Comme la déformation induite est extrêmement faible, la précision de la position du miroir, la stabilité du laser, les mesures et l'isolation du bruit extérieur sont essentielles.

Français Le laser , la source lumineuse de l'instrument, doit être puissant et stable en fréquence et en amplitude. Pour répondre à ces spécifications, le faisceau part d'un laser stable de faible puissance. La lumière du laser passe par plusieurs amplificateurs, qui augmentent sa puissance d'un facteur 100. Une puissance de sortie de 50 watts (W) a été obtenue pour la dernière configuration du détecteur Virgo initial (atteignant 100 W pendant l'exécution O3 après les mises à niveau d'Advanced Virgo), et devrait être portée à 130 W au début de l'exécution O4. Le détecteur Virgo d'origine avait un système laser maître-esclave , où un laser « maître » est utilisé pour stabiliser un laser « esclave » de haute puissance ; le laser maître était un laser Nd:YAG , et le laser esclave était un laser Nd:YVO4 . La conception Advanced Virgo utilise un laser à fibre , avec un étage d'amplification également constitué de fibres, pour améliorer la robustesse du système ; sa configuration finale est prévue pour combiner la lumière de deux lasers pour atteindre la puissance requise. La longueur d'onde du laser est de 1064 nanomètres dans les configurations originales et Advanced Virgo.

Ce faisceau laser est envoyé dans l'interféromètre après avoir traversé le système d'injection, qui assure sa stabilité, ajuste sa forme et sa puissance et le positionne correctement pour entrer dans l'interféromètre. Le système d'injection comprend le nettoyeur de mode d'entrée, qui est une cavité de 140 mètres de long (460 pieds) conçue pour améliorer la qualité du faisceau en stabilisant la fréquence, en supprimant la propagation de lumière indésirable et en réduisant l'effet de désalignement du laser. Il comprend également un isolateur Faraday empêchant la lumière de revenir vers le laser et un télescope d'adaptation de mode qui adapte la taille et la position du faisceau avant qu'il n'entre dans l'interféromètre.

Les grands miroirs de chaque bras sont les éléments optiques les plus critiques de l'interféromètre. Ils comprennent les deux miroirs d'extrémité aux extrémités des bras de 3 km (1,9 mi) de l'interféromètre et les deux miroirs d'entrée près du début des bras. Ces miroirs forment une cavité optique résonante dans chaque bras dans laquelle la lumière rebondit des milliers de fois avant de revenir au séparateur de faisceau, maximisant l'effet du signal sur le trajet laser et permettant d'augmenter la puissance de la lumière circulant dans les bras. Ces miroirs (conçus pour Virgo) sont des cylindres de 35 cm (14 pouces) de diamètre et de 20 cm (7,9 pouces) d'épaisseur, fabriqués à partir de verre extrêmement pur. Pendant le processus de fabrication, les miroirs sont polis au niveau atomique pour éviter de diffuser (et de perdre) de la lumière. Un revêtement réfléchissant (un réflecteur de Bragg fabriqué par pulvérisation cathodique à faisceau ionique ) est ensuite ajouté. Les miroirs situés à l'extrémité des bras réfléchissent presque toute la lumière entrante, avec moins de 0,002 pour cent de perte à chaque réflexion.

Deux autres miroirs sont également présents dans la conception finale :

• Le miroir de recyclage de puissance, entre le laser et le séparateur de faisceau . Comme la majeure partie de la lumière est réfléchie vers le laser après son retour au séparateur de faisceau, ce miroir réinjecte la lumière dans l'interféromètre principal et augmente la puissance dans les bras.
• Le miroir de recyclage du signal, à la sortie de l'interféromètre, réinjecte une partie du signal dans l'interféromètre (la transmission de ce miroir est prévue à 40 %) et forme une autre cavité. Avec de petits ajustements sur ce miroir, le bruit quantique peut être réduit dans une partie de la bande de fréquence et augmenté ailleurs ; cela permet d'accorder l'interféromètre pour certaines fréquences. Il est prévu d'utiliser une configuration à large bande, diminuant le bruit aux hautes et basses fréquences et l'augmentant aux fréquences intermédiaires. La diminution du bruit aux hautes fréquences est particulièrement intéressante pour l'étude d'un signal juste avant et après une fusion d'objets compacts.

Pour atténuer le bruit sismique qui pourrait se propager jusqu'aux miroirs, les ébranler et obscurcir les signaux d'ondes gravitationnelles potentiels, les miroirs sont suspendus par un système complexe. Les miroirs principaux sont suspendus par quatre fines fibres en silice qui sont attachées à une série d'atténuateurs. Ce superatténuateur, haut de près de 8 mètres (26 pieds), est dans le vide. Les superatténuateurs limitent les perturbations des miroirs et permettent de diriger précisément la position et l'orientation des miroirs. La table optique avec l'optique d'injection utilisée pour façonner le faisceau laser, comme les bancs optiques utilisés pour la détection de lumière, sont également suspendus dans le vide pour limiter le bruit sismique et acoustique. Dans la configuration Advanced Virgo, l'instrumentation utilisée pour détecter les signaux d'ondes gravitationnelles et diriger l'interféromètre (photodiodes, caméras et électronique associée) est installée sur plusieurs bancs suspendus dans le vide.

La conception du superatténuateur est basée sur l'atténuation passive du bruit sismique obtenue en enchaînant plusieurs pendules , chacun étant un oscillateur harmonique . Ils ont une fréquence de résonance (diminuant avec la longueur du pendule) au-dessus de laquelle le bruit sera amorti ; l'enchaînement de plusieurs pendules réduit le bruit de douze ordres de grandeur, introduisant des fréquences de résonance supérieures à celles d'un seul long pendule. La fréquence de résonance la plus élevée est d'environ 2 Hz, ce qui permet une réduction significative du bruit à partir de 4 Hz et atteint le niveau nécessaire pour détecter les ondes gravitationnelles autour de 10 Hz. Le système est limité dans la mesure où le bruit dans la bande de fréquence de résonance (en dessous de 2 Hz) n'est pas filtré et peut générer de grandes oscillations ; cela est atténué par un système d'amortissement actif, comprenant des capteurs mesurant le bruit sismique et des actionneurs contrôlant le superatténuateur pour contrer le bruit.

Une partie de la lumière dans les cavités du bras est envoyée vers le système de détection par le séparateur de faisceau. L'interféromètre fonctionne près de la « frange sombre », avec très peu de lumière envoyée vers la sortie ; la plus grande partie est renvoyée vers l'entrée, pour être collectée par le miroir de recyclage d'énergie. Une fraction de cette lumière est réfléchie par le miroir de recyclage du signal, et le reste est collecté par le système de détection. Elle passe d'abord par le nettoyeur de mode de sortie, qui filtre les « modes d'ordre élevé » (lumière se propageant de manière indésirable, généralement à partir de petits défauts dans les miroirs) avant d'atteindre les photodiodes qui mesurent l'intensité lumineuse. Le nettoyeur de mode de sortie et les photodiodes sont suspendus dans le vide.

Avec l'essai O3, une source de vide comprimé a été introduite pour réduire le bruit quantique qui est l'une des principales limitations de la sensibilité. En remplaçant le vide standard par un vide comprimé, les fluctuations d'une quantité sont diminuées au détriment de l'augmentation des fluctuations de l'autre quantité en raison du principe d'incertitude de Heisenberg . Dans Virgo, les quantités sont l' amplitude et la phase de la lumière. Un vide comprimé a été proposé en 1981 par Carlton Caves au début des détecteurs d'ondes gravitationnelles. Au cours de l'essai O3, une compression indépendante de la fréquence a été mise en œuvre ; la compression est identique à toutes les fréquences, réduisant le bruit de grenaille (dominant aux hautes fréquences) et augmentant le bruit de pression de rayonnement (dominant aux basses fréquences, et ne limitant pas la sensibilité de l'instrument). En raison de l'ajout de l'injection de vide comprimé, le bruit quantique a été réduit de 3,2 dB aux hautes fréquences et la portée du détecteur a été augmentée de cinq à huit pour cent. Des états comprimés plus sophistiqués sont produits en combinant la technologie de O3 avec une nouvelle cavité filtrante de 285 m de long (935 pieds). Cette technologie, connue sous le nom de compression dépendante de la fréquence , permet de réduire le bruit de grenaille à hautes fréquences (où le bruit de pression de rayonnement n'est pas pertinent) et de réduire le bruit de pression de rayonnement à basses fréquences (où le bruit de grenaille est faible).

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  Vue aérienne du site de Virgo en 2015, montrant le bras ouest (en haut) et une partie du bras nord (à droite), ainsi que les différents bâtiments
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  Panorama de l'entrée du site de la Vierge
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  Le bras nord, long de 3 km (1,9 mi),
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  (Avant) Bâtiment de la salle de contrôle des détecteurs et centre informatique local
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  Le bâtiment central, contenant la plupart des composants critiques de l'instrument
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  La cavité du nettoyeur de mode (à gauche, qui filtre le faisceau laser) et le bras ouest

Vu du ciel, le détecteur Virgo a une forme en « L » avec ses deux bras perpendiculaires de 3 km de long. À l'intersection des deux bras se trouve le bâtiment central, qui contient la plupart des composants clés de Virgo, notamment le laser, le séparateur de faisceau et les miroirs d'entrée. Le long du bras ouest, une cavité plus courte et le bâtiment associé abritent le nettoyeur de mode d'entrée. Les miroirs d'extrémité sont contenus dans un bâtiment dédié à l'extrémité de chaque bras. Au sud du bras ouest, des bâtiments supplémentaires abritent des bureaux, des ateliers, ainsi que le centre de calcul du site et la salle de contrôle des instruments.

Les « tunnels » des bras abritent des tuyaux dans lesquels les faisceaux laser se déplacent dans le vide. Virgo est la plus grande installation à vide ultra-élevé d'Europe , avec un volume de 6 800 mètres cubes (1 800 000 gallons américains). Les deux bras de 3 km (1,9 mi) sont constitués d'un long tuyau en acier de 1,2 m (3,9 pieds) de diamètre, dans lequel la pression résiduelle cible est d'environ un millième de milliardième d' atmosphère (100 fois plus fine que dans le Virgo d'origine). Les molécules de gaz résiduelles, principalement l'hydrogène et l'eau, ont un impact limité sur la trajectoire des faisceaux laser. De grandes vannes à guillotine sont situées aux deux extrémités des bras afin que le travail puisse être effectué dans les tours à miroir-vide sans rompre le vide ultra-élevé d'un bras. Les tours contenant les miroirs et les atténuateurs sont divisées en deux sections, avec des pressions différentes. Les tubes subissent un processus, appelé cuisson, dans lequel ils sont chauffés à 150 °C (302 °F) pour éliminer les particules indésirables de leurs surfaces ; bien que les tours aient également été cuites dans la conception initiale de Virgo, des pièges cryogéniques sont désormais utilisés pour éviter la contamination.

En raison de la puissance élevée de l'interféromètre, ses miroirs sont sensibles aux effets de la chaleur induite par le laser (malgré une absorption extrêmement faible ). Ces effets peuvent provoquer une déformation de la surface due à une dilatation ou à un changement de l'indice de réfraction du substrat , ce qui entraîne une fuite de puissance de l'interféromètre et des perturbations du signal. Ces effets sont pris en compte par un système de compensation thermique (TCS) qui comprend des capteurs de front d'onde Hartmann pour mesurer l'aberration optique à travers une source lumineuse auxiliaire, et deux actionneurs : des lasers CO ₂ (qui chauffent des parties du miroir pour corriger les défauts) et des anneaux chauffants, qui ajustent le rayon de courbure du miroir . Le système corrige également les « défauts froids » : défauts permanents introduits lors de la fabrication du miroir. Pendant l'essai O3, le TCS a augmenté la puissance à l'intérieur de l'interféromètre de 15 % et a diminué la puissance sortant de l'interféromètre d'un facteur deux.

Un autre élément important est le système de contrôle de la lumière parasite (toute lumière quittant le chemin désigné de l'interféromètre) par diffusion sur une surface ou par réflexion indésirable. La recombinaison de la lumière parasite avec le faisceau principal de l'interféromètre peut être une source de bruit importante, souvent difficile à suivre et à modéliser. La plupart des efforts pour atténuer la lumière parasite reposent sur des plaques absorbantes (appelées déflecteurs) placées près de l'optique et à l'intérieur des tubes ; des précautions supplémentaires sont prises pour éviter que les déflecteurs n'affectent le fonctionnement de l'interféromètre.

L'étalonnage est nécessaire pour estimer la réponse du détecteur aux ondes gravitationnelles et reconstruire correctement le signal. Il consiste à déplacer les miroirs de manière contrôlée et à mesurer le résultat. Au cours de l'ère initiale de la Vierge, cela était principalement réalisé en agitant un pendule sur lequel le miroir est suspendu avec des bobines pour générer un champ magnétique interagissant avec des aimants fixés au pendule. Cette technique a été utilisée jusqu'à O2. Pour O3, la principale méthode d'étalonnage était l'étalonnage par photons (PCal) ; il s'agissait d'une méthode secondaire pour valider les résultats, en utilisant un laser auxiliaire pour déplacer le miroir avec la pression de rayonnement . Une méthode connue sous le nom d'étalonnage newtonien (NCal) a été introduite à la fin de O2 pour valider les résultats de PCal ; elle s'appuie sur la gravité pour déplacer le miroir, en plaçant une masse en rotation à une distance spécifique de celui-ci. Au début de la deuxième partie de O4, Ncal est devenu la principale méthode d'étalonnage car elle était plus performante que PCal ; PCal est toujours utilisé pour valider les résultats du NCal et sonder des fréquences plus élevées qui sont inaccessibles au NCal.

L'instrument nécessite un système d'acquisition de données efficace qui gère les données mesurées à la sortie de l'interféromètre et à partir des capteurs sur le site, les écrit dans des fichiers et les distribue pour l'analyse des données. Du matériel électronique et des logiciels dédiés ont été développés à cet effet.

Le détecteur Virgo est sensible à plusieurs sources de bruit qui limitent sa capacité à détecter les signaux d'ondes gravitationnelles. Certaines ont de larges plages de fréquences et limitent la sensibilité globale du détecteur, comme :

• bruit sismique (tout mouvement du sol provenant de sources telles que les vagues de la mer Méditerranée, le vent ou l'activité humaine), généralement à basse fréquence jusqu'à environ 10 Hertz (Hz)
• bruit thermique des miroirs et de leurs fils de suspension correspondant à l'agitation du miroir ou de la suspension par sa propre température, de quelques dizaines à quelques centaines de Hz
• bruit quantique , qui comprend le bruit de tir laser correspondant à la fluctuation de la puissance reçue par les photodiodes et pertinent au-dessus de quelques centaines de Hz, et le bruit de pression de rayonnement correspondant à la pression du laser sur le miroir (pertinent à basse fréquence)
• Bruit newtonien, causé par de minuscules fluctuations du champ gravitationnel de la Terre qui affectent la position du miroir ; pertinent en dessous de 20 Hz

Outre ces sources de bruit généralisées, d'autres peuvent affecter des fréquences spécifiques. Il s'agit notamment d'une source à 50 Hz (et d'harmoniques à 100, 150 et 200 Hz), correspondant à la fréquence du réseau électrique européen ; des « modes violon » à 300 Hz (et plusieurs harmoniques), correspondant à la fréquence de résonance des fibres de suspension (qui peuvent vibrer à une fréquence spécifique, comme le font les cordes d'un violon) ; et des lignes d'étalonnage, apparaissant lorsque les miroirs sont déplacés pour l'étalonnage.

Des sources de bruit supplémentaires peuvent avoir un impact à court terme ; le mauvais temps ou les tremblements de terre peuvent augmenter temporairement le niveau de bruit. Des artefacts de courte durée peuvent apparaître dans les données en raison de nombreux problèmes instrumentaux possibles, et sont généralement appelés « pépins ». On estime qu'environ 20 % des événements détectés sont affectés par des pépins, ce qui nécessite des méthodes de traitement des données spécifiques pour atténuer leur impact.

La sensibilité dépend de la fréquence et est généralement représentée par une courbe correspondant au spectre de puissance du bruit (ou spectre d'amplitude, la racine carrée du spectre de puissance) ; plus la courbe est basse, plus la sensibilité est élevée. Virgo est un détecteur à large bande dont la sensibilité s'étend de quelques Hz à 10 kHz ; une courbe de sensibilité Virgo 2011 est tracée avec une échelle log-log .

La mesure la plus courante de la sensibilité d'un détecteur d'ondes gravitationnelles est la distance à l'horizon, définie comme la distance à laquelle une cible de référence produit un rapport signal/bruit de 8 dans le détecteur. La référence est généralement une étoile à neutrons binaire dont les deux composantes ont une masse de 1,4 masse solaire ; la distance est généralement exprimée en mégaparsecs. La portée de Virgo pendant l'essai O3 était comprise entre 40 et 50 Mpc. Cette portée est un indicateur, pas une portée maximale pour le détecteur ; les signaux provenant de sources plus massives auront une amplitude plus grande et pourront être détectés de plus loin.

Les calculs indiquent que la sensibilité du détecteur évolue approximativement comme , où est la longueur du bras-cavité et la puissance laser sur le séparateur de faisceau. Pour l'améliorer, ces quantités doivent être augmentées. Ceci est réalisé avec des bras longs, des cavités optiques à l'intérieur du bras pour maximiser l'exposition au signal et un recyclage de puissance pour augmenter la puissance dans les bras.

Une part importante des ressources de collaboration Virgo est consacrée au développement et au déploiement de logiciels d'analyse de données conçus pour traiter les résultats du détecteur. Outre le logiciel d'acquisition de données et les outils de distribution des données, l'effort est partagé avec les membres des collaborations LIGO et KAGRA dans le cadre de la collaboration LIGO-Virgo-KAGRA (LVK).

Les données du détecteur ne sont initialement disponibles que pour les membres du LVK. Des segments de données entourant les événements détectés sont publiés lors de la publication de l'article correspondant, et les données complètes sont publiées après une période de propriété (actuellement 18 mois). Au cours de la troisième série d'observations (O3), cela a donné lieu à deux publications de données distinctes (O3a et O3b) correspondant aux six premier et dernier mois de la série. Les données sont ensuite généralement disponibles sur la plateforme du Gravitational Wave Open Science Center (GWOSC).

L'analyse des données nécessite une variété de techniques ciblant différents types de sources. La plupart des efforts sont consacrés à la détection et à l'analyse des fusions d'objets compacts, seul type de source détecté jusqu'à présent. Un logiciel d'analyse exécute les données à la recherche de ce type d'événement, et une infrastructure dédiée est utilisée pour alerter la communauté en ligne. D'autres efforts sont menés après la période d'acquisition des données (hors ligne), notamment des recherches de sources continues, un arrière-plan stochastique , ou une analyse plus approfondie des événements détectés.

Virgo a détecté pour la première fois un signal gravitationnel lors de la deuxième série d'observations (O2) de l'ère « avancée » ; seuls les détecteurs LIGO fonctionnaient lors de la première série d'observations. L'événement, nommé GW170814, était une coalescence entre deux trous noirs. Il s'agissait du premier événement détecté par trois détecteurs différents, ce qui a permis une localisation grandement améliorée par rapport aux événements de la première série d'observations. Il a également permis la première mesure concluante de la polarisation des ondes gravitationnelles , fournissant des preuves contre des polarisations autres que celles prédites par la relativité générale.

Il a été rapidement suivi par le plus connu GW170817, la première fusion de deux étoiles à neutrons détectée par le réseau d'ondes gravitationnelles et (en janvier 2025) le seul événement avec une détection confirmée d'un homologue électromagnétique dans les rayons gamma , les télescopes optiques, les domaines radio et X. Aucun signal n'a été observé dans Virgo, mais cette absence était cruciale pour contraindre plus étroitement la localisation de l'événement, car elle permet d'exclure les régions du ciel où le signal aurait été visible dans les données de Virgo. Cet événement, impliquant plus de 4 000 astronomes, a amélioré la compréhension des fusions d'étoiles à neutrons et a imposé des contraintes strictes sur la vitesse de la gravité .

Plusieurs recherches d'ondes gravitationnelles continues ont été réalisées sur des données issues de précédentes campagnes. Les recherches menées par O3 comprennent une recherche dans tout le ciel, des recherches ciblées vers Scorpius X-1 et plusieurs pulsars connus (dont les pulsars du Crabe et des Voiles ), et une recherche dirigée vers les restes de supernovae Cassiopeia A et Vela Jr. et le centre galactique . Bien qu'aucune des recherches n'ait identifié de signal, cela a permis de fixer des limites supérieures pour certains paramètres ; en particulier, il a été constaté que l'écart par rapport aux sphères en rotation parfaite pour les pulsars proches connus est au plus de 1 mm (0,039 po).

Virgo a été inclus dans la dernière recherche d'un fond d'ondes gravitationnelles avec LIGO, en combinant les résultats de O3 avec les essais O1 et O2 (qui n'utilisaient que les données LIGO). Aucun fond stochastique n'a été observé, améliorant d'un ordre de grandeur les contraintes précédentes sur l'énergie du fond .

Des estimations générales de la constante de Hubble ont également été obtenues ; la meilleure estimation actuelle est de 68⁺¹²
_-8km s ⁻¹ Mpc ⁻¹ , combinant les résultats des trous noirs binaires et de l'événement GW170817. Ce résultat est cohérent avec d'autres estimations de la constante, mais pas suffisamment précis pour résoudre les débats actuels sur sa valeur exacte.

La collaboration Virgo participe à plusieurs activités de promotion de la communication et de l'éducation sur les ondes gravitationnelles pour le grand public. Un exemple d'activité est la visite guidée des installations de Virgo pour les écoles, les universités et le public ; cependant, de nombreuses activités de sensibilisation ont lieu en dehors du site de Virgo. Cela comprend des conférences publiques et des cours sur les activités de Virgo et la participation à des festivals scientifiques, et le développement de méthodes et de dispositifs pour la compréhension publique des ondes gravitationnelles et des sujets connexes. La collaboration est impliquée dans plusieurs projets artistiques, allant de projets visuels tels que « Le rythme de l'espace » au Museo della Grafica de Pise et « On Air » au Palais de Tokyo à des concerts. Elle comprend des activités de promotion de l'égalité des sexes dans la science, mettant en valeur les femmes travaillant chez Virgo dans les communications au grand public.