Voir la source de Virgo (interféromètre)

{{homonymes|Virgo}}{{Article général|Détection interférométrique terrestre d'ondes gravitationnelles}}
<!-- {{Infobox Télescope|image=VIRGO - both tubes.JPG|légende=Vue d'un tube de l'interféromètre VIRGO}} -->

{{Infobox Organisation
 | nom               = Virgo
 | couleur boîte     = 000000
 | entête            = 
 | texte noir        = 
 | image             = Logo-virgo.png
 | légende           = 
 | taille image      = 
 | carte             = VirgoDetectorAerialView.jpg
 | taille carte      = 
 | légende carte     = Vue aérienne de Virgo
 | devise            = 
 | région            = 
 | création          = 27 juin 1994 (accord CNRS-INFN)<ref>[https://dcc.ligo.org/public/0001/M060038/002/Main_MOU_signed.pdf Memorandum of Understanding Between VIRGO and LIGO]</ref>
 | dissolution       = 
 | ancien nom        = 
 | type              = Collaboration scientifique internationale
 | domaine           = Recherche fondamentale, [[onde gravitationnelle|ondes gravitationnelles]]
 | titre siège       = [[European Gravitational Observatory|EGO]]
 | siège             = Santo Stefano a Macerata, [[Cascina]] ([[Italie]])
 | géolocalisation   = Italie
 | latitude          = 43.631389
 | longitude         = 10.505
 | langue            = 
 | budget            = Une dizaine de millions d'[[euro]]s par an, dont environ la moitié financée par le [[Centre national de la recherche scientifique|CNRS]]
 | membre            = [[Centre national de la recherche scientifique|CNRS]] ([[France]]), [[Istituto nazionale di fisica nucleare|INFN]] ([[Italie]]), [[Nikhef]] ([[Pays-Bas]]), [https://polgraw.camk.edu.pl/en POLGRAW] ([[Pologne]]) et [http://www.grid.kfki.hu/twiki/bin/view/RmiVirgo/WebHome RMKI] ([[Hongrie]]), [[Université_de_Valence|UV]] ([[Espagne]])
 | effectifs         = Autour de 940 personnes
 | titre dirigeant   = Porte-parole
 | dirigeant         = Gianluca Gemme
 | titre dirigeant2  = 
 | dirigeant2        = 
 | titre dirigeant3  = 
 | dirigeant3        = 
 | personne clé      = 
 | affiliation       = LVC ({{Lien|langue=en|fr=LIGO Scientific Collaboration}} et Virgo Collaboration)
 | site web          = http://www.virgo-gw.eu
}}

'''Virgo''' est un instrument scientifique de grande taille situé près de [[Pise]] en Italie, conçu pour la détection d'[[Onde gravitationnelle|ondes gravitationnelles]]. Il s'articule autour d'un [[interféromètre de Michelson]], qui est capable de détecter de minuscules variations de longueur dans ses bras de {{Unité|3|km}} de long induites par les passage d'ondes gravitationnelles. La précision requise est atteinte grâce à de nombreux systèmes qui l'isolent du monde extérieur, incluant un [[ultravide]] contenant ses miroirs et instruments ainsi que des systèmes de suspension complexes.

Entre ses observations périodiques, le détecteur est amélioré afin d'augmenter sa [[Qualité métrologique d'un appareil de mesure#Sensibilité|sensibilité]]. Ces périodes d'observations sont réalisées en collaboration avec des détecteurs similaires, dont les deux détecteurs américains [[Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory|LIGO]] (situés à [[Complexe nucléaire de Hanford|Hanford]] et [[Livingston (Louisiane)|Livingston]]) et l'interféromètre japonais [[KAGRA]] (dans l'[[observatoire de Kamioka]]). Cette collaboration est cruciale pour la détection d'ondes gravitationnelles et la localisation de leurs origines.

Virgo a été conçu et construit à une époque où les ondes gravitationnelles étaient une simple prédiction de la [[relativité générale]]. Le projet, nommé après l'[[amas de la Vierge]]<ref>{{Lien web |langue=en |titre=Virgo Interferometer for the Detection of Gravitational Waves |url=https://www.eoportal.org/other-space-activities/virgo-interferometer#virgo-interferometer-for-the-detection-of-gravitational-waves |site=eoPortal |date=1 avril 2019 |consulté le=18 mars 2025}}.</ref> (''Virgo'' en latin) a été approuvé en 1992 et a fini sa construction en 2003. Après plusieurs années sans détection, Virgo a été arrêté en 2011 afin de réaliser les améliorations d'{{anglais|Advanced Virgo}}. En 2015, la [[GW150914|première observation directe d'ondes gravitationnelles]] est réalisée par les deux détecteurs LIGO, alors que Virgo est encore en cours d'amélioration. Virgo reprend les observations début {{date|août 2017}}, réalisant [[GW170814|sa première détection]] le {{date|14 août}} (avec les détecteurs LIGO) ; elle est rapidement suivie de l'évènement [[Fusion d'étoiles à neutrons du 17 août 2017|GW170817]], le seul à avoir également été observé avec des méthodes classiques ([[Lumière|optique]], [[Rayon gamma|rayons gammas]], [[Rayon X|rayons X]], [[Onde radio|ondes radios]]) à l'heure actuelle (2025)<ref name=":10" />.

Virgo est hébergé par l'[[Observatoire gravitationnel européen]] (EGO), un consortium fondé par le [[Centre national de la recherche scientifique]] (CNRS) et son homologue italien l'{{lang|it|[[Istituto nazionale di fisica nucleare]]}} (INFN)<ref name=":13" />. La collaboration Virgo, regroupant {{nobr|940 membres}} dans {{nobr|20 pays}}<ref>{{Lien web |langue=en-GB |titre=Scientific Collaboration |url=https://www.virgo-gw.eu/about/scientific-collaboration/ |site=Virgo |consulté le=2025-03-18}}.</ref>, s'occupe de son opération et de sa stratégie d'observation et d'amélioration. Les collaborations LIGO et Virgo partagent leurs données depuis 2007, rejointes par KAGRA en 2019, formant la collaboration LIGO-Virgo-KAGRA (LVK)<ref>{{Lien web |titre=LIGO-M060038-v5: Memorandum of Understanding (MoU) Between VIRGO and LIGO |url=https://dcc.ligo.org/LIGO-M060038/public |site=dcc.ligo.org |consulté le=2025-03-18}}.</ref>.

== Organisation ==
Le détecteur Virgo est hébergé par l'[[Observatoire gravitationnel européen]] (EGO), un consortium créé en {{date|décembre 2000}} par le [[Centre national de la recherche scientifique|CNRS]] français et l'[[Istituto nazionale di fisica nucleare|INFN]] italien<ref>{{Lien web |titre=Communique de presse - Le CNRS signe l'accord franco-italien de création du consortium EGO European Gravitational Observatory |url=https://web.archive.org/web/20160305011822/http://www.cnrs.fr/cw/fr/pres/compress/Ego.htm |site=web.archive.org |date=2016-03-05 |consulté le=2024-06-20}}.</ref>. Ces deux organismes ont été par la suite rejoints par leur équivalent néerlandais, le [[Nikhef]], d'abord en tant qu'observateur puis membre à part entière. EGO est responsable du site de Virgo et assure la mise en service, la maintenance, l'opération et les améliorations du détecteur. Par [[métonymie]], le site du détecteur est parfois lui-même appelé EGO, et le consortium y a ses quartiers généraux. Un des buts d'EGO est également de promouvoir la recherche sur la gravitation en Europe<ref name=":13">{{Lien web |langue=en-GB |titre=Our mission |url=https://www.ego-gw.it/about-our-mission/ |site=European Gravitational Observatory |consulté le=2024-06-20}}.</ref>. Entre 2018 et 2024, le budget d'EGO a fluctué entre 9 et {{nobr|11,5 millions}} d'euros par an, employant autour de {{nobr|60 personnes}}<ref>{{Lien web |langue=en |auteur=Massimo Carpinelli |titre=EGO Council Report |url=https://indico.ego-gw.it/event/636/contributions/5541/attachments/2962/5213/Council_0712.pdf |format=pdf |site=European Gravitational Observatory |consulté le=18 mars 2025}}.</ref>.

La collaboration Virgo rassemble tous les chercheurs travaillant sur les divers aspects du détecteur. En {{date|décembre 2024}}, elle comporte aux alentours de {{nobr|940 membres}}, répartis dans {{nobr|165 institutions}} et {{nobr|20 pays}}<ref>{{Lien web |langue=en-GB |titre=Winners of the Virgo Award 2024 announced |url=https://www.virgo-gw.eu/news/winners-of-the-virgo-award-2024-announced/ |site=Virgo |consulté le=2025-03-18}}.</ref>. Ce sont la France, l'Italie, les Pays-bas, la Pologne, l'Espagne, la Belgique, l'Allemagne, la Hongrie, le Portugal, la Grèce, la Tchéquie, le Danemark, l'Irlande, Monaco, la Suisse, le Brésil, le Burkina Faso, la Chine, Israël, le Japon et la Corée du Sud<ref>{{Lien web |titre=VMD Public |url=https://apps.virgo-gw.eu/vmd/public/institutions |site=apps.virgo-gw.eu |consulté le=2024-06-20}}.</ref>.

[[Fichier:Member countries of the Virgo scientific collaboration.svg|vignette|{{Légende/Début}} 
{{Légende|#006ba8|Pays européen contribuant à EGO et à la collaboration Virgo}}
 
{{Légende|#19a9ff|Pays européen contribuant à la collaboration Virgo}}
 
{{Légende/Fin}}]]

La collaboration Virgo fait partie de la collaboration plus large LIGO-Virgo-KAGRA (LVK), qui regroupe en plus les membres des autres grands détecteurs d'ondes gravitationnelles, principalement afin d'organiser l'analyse jointe des données, qui est cruciale pour la détection d'ondes gravitationnelles<ref>{{Lien web |langue=en-GB |titre=Scientific Collaboration |url=https://www.virgo-gw.eu/about/scientific-collaboration/ |site=Virgo |consulté le=2024-06-20}}.</ref>. La collaboration LVK s'est formée en 2007<ref name=":14">{{Lien web |titre=LIGO-M060038-v5: Memorandum of Understanding (MoU) Between VIRGO and LIGO |url=https://dcc.ligo.org/LIGO-M060038/public |site=dcc.ligo.org |consulté le=2024-06-20}}.</ref> en tant que collaboration LIGO-Virgo, et s'est étendue en 2019 avec l'arrivée de [[KAGRA]]<ref>{{Lien web |titre=KAGRA to Join LIGO and Virgo in Hunt for Gravitational Waves |url=https://www.ligo.caltech.edu/news/ligo20191004 |site=LIGO Lab |éditeur=[[California Institute of Technology]] |consulté le=2024-06-20}}.</ref>.

En France, un grand nombre de laboratoires sont impliqués dans la collaboration Virgo ; de nombreux ont rejoint la collaboration à la suite des premières observations. Six (tous en cotutelle du [[Centre national de la recherche scientifique|CNRS]]) étaient membres de la collaboration Virgo lors de la première détection en 2015<ref>{{Lien web |langue=fr-FR |titre=100 ans après la prédiction d’Einstein : le LAPP impliqué dans la détection d'ondes gravitationnelles - Université Savoie Mont Blanc - Formation - Recherche |url=https://www.univ-smb.fr/2016/02/12/100-ans-apres-la-prediction-deinstein-le-lapp-implique-dans-la-detection-dondes-gravitationnelles/ |site=univ-smb.fr |consulté le=2024-07-06}}.</ref> :

* le laboratoire [[AstroParticule et Cosmologie]] (APC), situé sur le campus de l'[[université Paris-Diderot]]. Formée en 2008, cette équipe a travaillé sur la réalisation des télescopes d'adaptation de faisceau, ainsi que la recherche d'évènements<ref>{{Lien web |titre=La contribution de l'équipe Virgo APC à la découverte des ondes gravitationnelles |url=https://apc.u-paris.fr/APC_CS/fr/la-contribution-de-lequipe-virgo-apc-la-decouverte-des-ondes-gravitationnelles |site=apc.u-paris.fr |consulté le=2024-07-07}}.</ref> ;
* le laboratoire ARTEMIS de l'[[observatoire de la Côte d'Azur]] (OCA) à Nice. Créé en 1999, le groupe est responsable du système d'injection du laser, de développements théoriques sur les interféromètres et sur le développement des logiciels de contrôle. Il abrite également de nombreuses activités d'analyse de données, incluant des recherches de fond stochastiques ou d'évènements non-modélisés, sur les évènements multi-messagers ou sur les populations de sources astrophysiques<ref>{{Lien web |titre=Activités astrophysiques |url=https://www.oca.eu/fr/rechercheartemis/projets/virgo/3968-activites-astrophysique |site=oca.eu |consulté le=2024-07-07}}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |titre=Activités expérimentales |url=https://www.oca.eu/fr/rechercheartemis/projets/virgo/374-contributions-d-artemis-a-virgo |site=oca.eu |consulté le=2024-07-07}}.</ref> ;
* le [[Laboratoire d'Annecy de physique des particules|Laboratoire d'Annecy-le-Vieux de physique des particules]] (LAPP), situé sur le campus d'Annecy-le-Vieux de [[université Savoie-Mont-Blanc]]. Impliqué dès 1990, il a conçu et fabriqué les enceintes à vide accueillant les miroirs, travaillé sur les dispositifs de contrôle de l'interféromètre, et accueille une activité d'analyse de données, notamment sur la reconstruction du signal et sur la détection d'évènements<ref name="Laboratoire d’Annecy de Physique des Particules - L’interféromètre Virgo">{{Lien web |titre=Laboratoire d’Annecy de Physique des Particules - L’interféromètre Virgo |url=https://lapp.in2p3.fr/spip_fr_rubrique644.html |site=lapp.in2p3.fr |consulté le=2024-07-07}}.</ref> ;
* le [[Laboratoire de l'accélérateur linéaire]] (LAL), situé sur le [[campus d'Orsay]] de [[Université Paris-Sud|l'Université Paris-Sud]]. Aujourd'hui regroupé au sein de l'[[Laboratoire de physique des deux infinis Irène Joliot-Curie|IJCLab]], il fait partie des membres fondateurs de la collaboration, accueillant de nombreuses activités d'analyse de données allant de la caractérisation du détecteur à l'astronomie multi-messager, en passant par la détection de différents types d'évènements. Il est également impliqué dans l'utilisation des états comprimés, abritant la plateforme de test CALVA<ref>{{Lien web |langue=fr-FR |titre=GW: Virgo |url=https://a2c.ijclab.in2p3.fr/a2c-home-fr/gw-home-fr/gw-virgo/ |site=Pôle Astroparticules, Astrophysique et Cosmologie |consulté le=2024-07-07}}.</ref> ;
* le [[laboratoire des matériaux avancés]] (LMA), situé sur le campus de [[université Claude-Bernard-Lyon-I]]. Il est en particulier responsable de la fabrication des miroirs et autres grandes optiques de l'interféromètre<ref>{{Lien web |titre=Laboratoire des Matériaux Avancés |url=http://lma.in2p3.fr/ |site=lma.in2p3.fr |consulté le=2024-07-07}}.</ref> ;
* le [[laboratoire Kastler Brossel]] (LKB) de [[École normale supérieure (France)|l'École Normale Supérieure]]. Le laboratoire est impliqué dans la réalisation du dispositif d'états comprimés, ainsi que sur le contrôle du bruit de pression de radiation<ref>{{Lien web |langue=fr-FR |titre=VIRGO {{!}} LKB |url=https://www.lkb.upmc.fr/collab/virgo/ |consulté le=2024-07-07}}.</ref>.

== Objectifs scientifiques ==
{{Article détaillé|Détection interférométrique terrestre d'ondes gravitationnelles#Objectifs scientifiques}}
[[Fichier:MergingBlackHoles V2.jpg|vignette|Simulation numérique de l'émission d'ondes gravitationnelles par un [[trou noir binaire]].]]
[[Fichier:GW170817_Gravitational_Wave_Chirp_Spectrogram.jpg|vignette|Exemple typique du « ''{{lang|en|chirp}}'' » (« gazouillis »), issu du signal [[Fusion d'étoiles à neutrons du 17 août 2017|GW170817]]. L'axe horizontal représente le temps, et l'axe vertical la fréquence ; la façon dont la fréquence du signal augmente avec le temps est caractéristique d'une fusion de binaires compactes, et la forme exacte du signal est déterminée par les masses des objets.]]
Virgo est conçu pour la recherche d'[[ondes gravitationnelles]] émises par des sources [[astrophysique]]s à travers l'Univers, qui peuvent être classées en trois grandes familles<ref>{{Lien web |langue=en-GB |titre=Astrophysical Sources of Gravitational Waves |url=https://www.virgo-gw.eu/science/gw-universe/astrophysical-sources-of-gw/ |site=Virgo |consulté le=2024-06-29}}.</ref> :

* les sources transientes, qui correspondent aux objets détectables uniquement sur une courte durée. Les principales sources de cette catégorie sont les coalescences de binaires compactes (CBC), correspondant à des [[Système binaire (astronomie)|systèmes binaires]] [[Trou noir binaire|de trous noirs]] (ou d'[[Étoile à neutrons|étoiles à neutrons]]) qui fusionnent, émettant un signal augmentant rapidement avec le rapprochement des deux objets et devenant détectables durant les derniers instants du processus. Les autres sources possibles d'ondes gravitationnelles de courte durée sont les [[supernova]]s, les instabilités dans des systèmes compacts, ou des sources plus exotiques comme les [[Corde cosmique|cordes cosmiques]] ;
* les sources continues, qui émettent un signal observable sur de longues durées. Les principaux candidats sont les étoiles à neutrons en rotation rapide ([[pulsar]]s), qui pourraient émettre des ondes gravitationnelles si elles ne sont pas parfaitement sphériques (par exemple si elles présentent de minuscules « montagnes » à leur surface) ;
* un [[fond stochastique d'ondes gravitationnelles]], qui est un type de signal généralement continu dont l'origine est étalée sur de larges régions du ciel plutôt qu'une source précise. Il pourrait être composé des signaux cumulés d'un grand nombre de sources individuelles des catégories ci-dessus, ou provenir des premiers instants de l'univers.

La détection de ces sources par des ondes gravitationnelles fournit un nouveau moyen de les observer, apportant souvent des informations différentes des moyens plus classiques comme les [[télescope]]s, et permet de sonder les propriétés fondamentales de la [[Gravitation|gravité]], comme la [[Polarisation (optique)|polarisation]] des ondes gravitationnelles<ref>{{Article|prénom1=Douglas M.|nom1=Eardley|prénom2=David L.|nom2=Lee|prénom3=Alan P.|nom3=Lightman|prénom4=Robert V.|nom4=Wagoner|titre=Gravitational-Wave Observations as a Tool for Testing Relativistic Gravity|périodique=Physical Review Letters|volume=30|numéro=18|pages=884–886|date=1973-04-30|doi=10.1103/PhysRevLett.30.884 }}.</ref>, l'effet de [[lentille gravitationnelle]]<ref>{{Article|langue=en|prénom1=R.|nom1=Abbott|prénom2=T. D.|nom2=Abbott|prénom3=S.|nom3=Abraham|prénom4=F.|nom4=Acernese|titre=Search for Lensing Signatures in the Gravitational-Wave Observations from the First Half of LIGO–Virgo’s Third Observing Run|périodique=The Astrophysical Journal|volume=923|numéro=1|pages=14|date=2021-12|issn=0004-637X|doi=10.3847/1538-4357/ac23db }}.</ref> ou plus généralement à quel point les signaux observés sont correctement décrits par la [[relativité générale]]<ref>{{Chapitre|langue=en|prénom1=Chris|nom1=Van Den Broeck|titre chapitre=Probing Dynamical Spacetimes with Gravitational Waves|titre ouvrage=Springer Handbook of Spacetime|éditeur=Springer|date=2014|pages totales=589–613|isbn=978-3-642-41992-8|doi=10.1007/978-3-642-41992-8_27 }}.</ref>. Elle fournit également un moyen de mesurer des [[Paramètre cosmologique|paramètres cosmologiques]] comme la [[constante de Hubble]]<ref>{{Article|langue=en|prénom1=R.|nom1=Abbott|prénom2=H.|nom2=Abe|prénom3=F.|nom3=Acernese|prénom4=K.|nom4=Ackley|titre=Constraints on the Cosmic Expansion History from GWTC–3|périodique=The Astrophysical Journal|volume=949|numéro=2|pages=76|date=2023-06|issn=0004-637X|doi=10.3847/1538-4357/ac74bb }}.</ref>.

== Histoire ==
Le projet Virgo a été approuvé en 1992 par le [[Centre national de la recherche scientifique|CNRS]] français et en 1993 par l'[[Istituto nazionale di fisica nucleare|INFN]] italien. La construction du détecteur a débuté en 1996 sur le site de [[Cascina]]<ref>{{Lien web |langue=en-US |titre=Cascina, Santo Stefano a Macerata {{!}} Virgo Center |url=https://www.terredipisa.it/en/attrazione/cascina-santo-stefano-a-macerata-virgo-research-center/ |site=Terre di Pisa |consulté le=2025-03-18}}.</ref> près de [[Pise]] en Italie, et s'est achevée en 2003. Après plusieurs périodes de prise de données sans observer d'ondes gravitationnelles, l'interféromètre est mis hors service en 2011 afin de permettre une amélioration significative de sa sensibilité, à travers le projet Advanced Virgo. Il a repris les observations en 2017, réalisant rapidement ses premières détections aux côtés de LIGO<ref>{{Lien web |langue=en-GB |titre=Virgo History |url=https://www.virgo-gw.eu/about/virgo-history/ |site=Virgo |consulté le=2025-03-18}}.</ref>.

=== Conception ===
Bien que le concept d'ondes gravitationnelles ait été présenté par [[Albert Einstein|Einstein]] dès 1916<ref>{{Article|prénom1=Albert|nom1=Einstein|titre=Näherungsweise Integration der Feldgleichungen der Gravitation|périodique=Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften|pages=688–696|date=1916-01-01|lire en ligne=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1916SPAW.......688E|consulté le=2024-06-20}}.</ref>, des projets sérieux pour les détecter ne sont apparus qu'à la fin des années 1960<ref>{{Article|langue=en|prénom1=David|nom1=Lindley|titre=A Fleeting Detection of Gravitational Waves|périodique=Physics|volume=16|pages=19|date=2005-12-22|doi=|lire en ligne=https://physics.aps.org/story/v16/st19|consulté le=2025-03-18}}.</ref>. Les premiers, aujourd'hui connus sous le nom de [[Barre de Weber|barres de Weber]] (d'après leur inventeur [[Joseph Weber]])<ref>{{Article|prénom1=J.|nom1=Weber|titre=Gravitational-Wave-Detector Events|périodique=Physical Review Letters|volume=20|numéro=23|pages=1307–1308|date=1968-06-03|doi=10.1103/PhysRevLett.20.1307 }}.</ref>, ont connu une certaine popularité mais n'ont jamais permis de réaliser une véritable détection. En revanche, ces premiers essais ont permis la formation de nombreux groupes dédiés aux ondes gravitationnelles<ref name=":5">{{Article|langue=en|prénom1=Diego|nom1=Bersanetti|prénom2=Barbara|nom2=Patricelli|prénom3=Ornella Juliana|nom3=Piccinni|prénom4=Francesco|nom4=Piergiovanni|titre=Advanced Virgo: Status of the Detector, Latest Results and Future Prospects|périodique=Universe|volume=7|numéro=9|pages=322|date=2021-09|issn=2218-1997|doi=10.3390/universe7090322 }}.</ref>.

L'idée d'un grand détecteur interférométrique a commencé à gagner en crédibilité au début des années 1980 et, en 1985, le projet Virgo est formulé par le chercheur italien [[Adalberto Giazotto]] et le Français [[Alain Brillet]] à la suite de leur rencontre à [[Rome]]. Une des idées clés qui sépare Virgo d'autres projets similaires est l'objectif d'observer des basses fréquences (autour de {{Unité|10|Hz}}), là où la plupart visent les hautes fréquences ({{Unité|500|Hz}}). De nombreux chercheurs considèrent cet objectif comme inatteignable, et seules la France et l'Italie s'engagent dans le projet<ref>{{Ouvrage|prénom1=Adalberto|nom1=Giazotto|titre=La musica nascosta dell'universo: la mia vita a caccia delle onde gravitazionali|date=2018-01-01|lire en ligne=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018lmnd.book.....G|consulté le=2024-06-20}}.</ref>, qui est présenté pour la première fois en 1987<ref>{{Article|langue=it|auteur1=Adalberto Giazotto|auteur2=Leopoldo Milano|auteur3=Franco Bordoni|auteur4=Philippe Tourrenc|titre=Proposta di Antenna interferometrica a grande base per la ricerca di Onde Gravitazionali|périodique=Rapport technique|date=12 mai 1987|lire en ligne=https://www.ego-gw.it/wp-content/uploads/sites/12/2020/06/VIRGO_Proposta_1987_VIR-0473B-15_clean.pdf|format=pdf}}.</ref>. Après l'approbation du CNRS et de l'INFN quelques années plus tard, la construction de l'interféromètre commence en 1996, avec pour objectif de commencer les observations autour de l'an 2000<ref>{{Article|prénom1=B.|nom1=Caron|prénom2=A.|nom2=Dominjon|prénom3=C.|nom3=Drezen|prénom4=R.|nom4=Flaminio|titre=Status of the VIRGO experiment|périodique=Nuclear Physics B - Proceedings Supplements|série=Proceedings of the Fourth International Workshop on Theoretical and Phenomenological Aspects of Underground Physics|volume=48|numéro=1|pages=107–109|date=1996-05-01|issn=0920-5632|doi=10.1016/0920-5632(96)00220-4 }}.</ref>.

Le premier but de Virgo est alors la détection directe des ondes gravitationnelles. L'étude du [[PSR B1913+16|pulsar binaire 1913+16]] sur plus de {{nobr|30 ans}} a déjà conduit à une preuve indirecte de leur existence, menant au [[prix Nobel de physique]] pour ses découvreurs en 1993. En effet, la diminution de la [[Période de révolution|période orbitale]] de ce système binaire est cohérente avec l'hypothèse que le système perd de l'énergie par l'émission d'ondes gravitationnelles<ref>{{Article|prénom1=J. M.|nom1=Weisberg|prénom2=J. H.|nom2=Taylor|titre=The Relativistic Binary Pulsar B1913+16: Thirty Years of Observations and Analysis|périodique=ASP Conference Series|volume=328|pages=25|date=2005-07-01|doi=10.48550/arXiv.astro-ph/0407149|lire en ligne=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005ASPC..328...25W|consulté le=2024-06-20}}.</ref>.

=== Détecteur Virgo initial ===
Durant les années 2000, la construction du détecteur s'est achevée, et les premières périodes d'observations ont été réalisées. L'instrument a atteint la sensibilité prévue, permettant de valider les choix techniques de Virgo et d'établir les grands interféromètres comme une technique prometteuse pour la détection d'ondes gravitationnelles dans une large bande de fréquence<ref>{{Article|prénom1=K.|nom1=Riles|titre=Gravitational waves: Sources, detectors and searches|périodique=Progress in Particle and Nuclear Physics|volume=68|pages=1–54|date=2013-01-01|issn=0146-6410|doi=10.1016/j.ppnp.2012.08.001|lire en ligne=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013PrPNP..68....1R|consulté le=2024-06-20}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article|prénom1=B. S.|nom1=Sathyaprakash|prénom2=Bernard F.|nom2=Schutz|titre=Physics, Astrophysics and Cosmology with Gravitational Waves|périodique=Living Reviews in Relativity|volume=12|pages=2|date=2009-12-01|doi=10.12942/lrr-2009-2|lire en ligne=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009LRR....12....2S|consulté le=2024-06-20}}.</ref>. Cette phase est généralement nommée « Virgo initial », ou « Virgo original »<ref>{{Lien web |langue=en |titre=LIGO and Virgo Observatories Detect Black Holes Colliding |url=https://www.universetoday.com/articles/ligo-virgo-observatories-detect-black-holes-colliding |site=Universe Today |consulté le=2025-03-18}}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |titre=Virgo – European Gravitational Observatory {{!}} Department of Physics |url=https://df.units.it/en/research/researchareas/researchgroups/24248 |site=df.units.it |consulté le=2025-03-18}}.</ref>.

La construction du détecteur Virgo initial s'est achevée en {{date|juin 2003}}<ref>[http://www2.cnrs.fr/presse/communique/206.htm?&debut=400 Ondes gravitationnelles Inauguration du détecteur franco-italien VIRGO].</ref> et plusieurs séries de prise de données, dont certaines en coïncidence avec les détecteurs [[Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory|LIGO]], ont eu lieu entre 2007 et 2011<ref>{{Article|titre=Ondes gravitationnelles - Virgo entre dans sa phase opérationnelle|périodique=Dossier de presse|date=22 mai 2007|lire en ligne=http://www2.cnrs.fr/sites/communique/fichier/dpvirgo_1.pdf|format=pdf}}.</ref>{{,}}<ref name=":15">{{Article|prénom1=T.|nom1=Accadia|prénom2=F.|nom2=Acernese|prénom3=M.|nom3=Alshourbagy|prénom4=P.|nom4=Amico|titre=Virgo: a laser interferometer to detect gravitational waves|périodique=Journal of Instrumentation|volume=7|pages=3012|date=2012-03-01|doi=10.1088/1748-0221/7/03/P03012|lire en ligne=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012JInst...7.3012A|consulté le=2024-06-20}}.</ref>. Le détecteur est éteint pendant quelques mois en 2010, afin de permettre le remplacement des suspensions des miroirs par de la [[fibre de verre]] au lieu de l'acier, permettant de réduire le bruit thermique<ref>{{Article|prénom1=M|nom1=Lorenzini|nom2=the Virgo Collaboration|titre=The monolithic suspension for the Virgo interferometer|périodique=Classical and Quantum Gravity|volume=27|numéro=8|pages=084021|date=2010-04-21|issn=0264-9381|issn2=1361-6382|doi=10.1088/0264-9381/27/8/084021 }}.</ref>.

Cependant, le détecteur initial se révèle trop peu sensible pour détecter des ondes gravitationnelles. Après plusieurs mois d'observations avec les nouvelles suspensions, il est mis hors-service en {{date|septembre 2011}} pour permettre l'installation d'Advanced Virgo<ref>{{Article|langue=anglais|auteur1=The Virgo Collaboration|titre=Status of the Virgo project|périodique=Classical and Quantum Gravity|pages=|année=2011|doi=10.1088/0264-9381/28/11/114002}}.</ref>.

=== Détecteur Advanced Virgo ===
[[Fichier:GW170814 signal.png|vignette|Premier évènement observé par Virgo, le {{date|14 août 2017}} ([[GW170814]])|alt=Figure représentant le premier évènement observé par Virgo. Elle est découpée en 3 colonnes, correspondant chacune à un détecteur, et 3 lignes. La première représente le rapport signal sur bruit (avec un pic au temps de l'évènement), la deuxième est un diagramme temps fréquence (avec une trace bien visible précédant l'évènement), et la troisième représente la sortie du détecteur, avec le signal reconstruit surimposé.]]
Le projet {{Langue|en|texte=Advanced Virgo}} avait pour but d'augmenter la sensibilité du détecteur d'un facteur 10, lui permettant ainsi d'explorer un volume d'univers {{unité|1000 fois}} plus large et rendant une détection plus probable<ref name=":6">{{Article|prénom1=F|nom1=Acernese|prénom2=M|nom2=Agathos|prénom3=K|nom3=Agatsuma|prénom4=D|nom4=Aisa|titre=Advanced Virgo: a second-generation interferometric gravitational wave detector|périodique=Classical and Quantum Gravity|volume=32|numéro=2|pages=024001|date=2015-01-22|issn=0264-9381|issn2=1361-6382|doi=10.1088/0264-9381/32/2/024001 }}.</ref>. Il bénéficie de l'expérience acquise sur le détecteur initial et des avancées technologiques<ref name=":6" />.

{{Langue|en|texte=Advanced Virgo}} garde la même infrastructure que le détecteur initial en ce qui concerne le vide, avec de nombreuses améliorations sur le reste de l'interféromètre. Quatre [[Cryopompe|pièges cryogéniques]] seraient ajoutés aux extrémités des bras pour piéger les particules résiduelles. Il prévoyait des miroirs plus gros ({{unité|350|mm}} de diamètre, poids de {{unité|40|kg}}) et avec de meilleures performances optiques<ref name=":0">{{Ouvrage|langue=anglais|auteur1=The Virgo Collaboration|titre=Advanced Virgo Technical Design Report|éditeur=|année=|passage=|isbn=|lire en ligne=https://tds.ego-gw.it/ql/?c=8940}}.</ref> ; les éléments optiques les plus sensibles utilisés pour contrôler l'interféromètre seraient sous vide et suspendus. Un système d'[[optique adaptative]] serait aussi installé pour corriger in-situ les [[Aberration (optique)|aberrations]] des miroirs. Dans sa configuration finale, le laser devait délivrer une puissance de {{unité|200|W}}<ref name=":0" />.

Le détecteur débute sa mise en service en 2016, rejoignant les deux détecteurs [[Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory|LIGO]] (qui avaient eux-même traversés une phase d'amélioration similaire, et réalisé leur [[GW150914|première détection]] en 2015) le {{date|1 août 2017}}. Les périodes d'observation pour l'ère des détecteurs « avancés » sont planifiées par la collaboration LVK avec pour but de maximiser le temps d'observation avec plusieurs détecteurs, et sont nommées de O1 à O5 ; Virgo a rejoint celles-ci vers la fin de la période O2. LIGO et Virgo détectent[[GW170814]] le {{date|14 août 2017}}, ce qui est rapporté le 27 septembre de la même année. Il s'agit de la première fusion de trous noirs binaires détectées par trois détecteurs, et la première pour Virgo<ref>{{lien web |auteur=Barbara Patricelli |titre=Les Informations Sur GW170814 |url=http://public.virgo-gw.eu/les-informations-sur-gw170814/ |site=public.virgo-gw.eu |date=27 septembre 2017}}.</ref>{{,}}<ref name=":2">{{Article|prénom1=B. P.|nom1=Abbott|prénom2=R.|nom2=Abbott|prénom3=T. D.|nom3=Abbott|prénom4=F.|nom4=Acernese|titre=GW170814: A Three-Detector Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Coalescence|périodique=Physical Review Letters|volume=119|pages=141101|date=2017-10-01|issn=0031-9007|doi=10.1103/PhysRevLett.119.141101 }}.</ref>.

{{Frise chronologique des périodes d'observations d'ondes gravitationnelles}}

Le signal [[Fusion d'étoiles à neutrons du 17 août 2017|GW170817]] est détecté par LIGO et Virgo le {{Date|17 août 2017}}. Issu de la fusion d'une [[Étoile binaire|binaire]] d'[[étoile à neutrons]], il représente la première observation de ce type d'objet, et le premier signal à avoir été observé par d'autres moyens que des ondes gravitationnelles. En effet, l'évènement a également été observé en tant que [[sursaut gamma]], puis quelques heures plus tard par des télescopes optiques identifiant la [[kilonova]] associée<ref name=":10">{{Article|prénom1=B. P.|nom1=Abbott|prénom2=R.|nom2=Abbott|prénom3=T. D.|nom3=Abbott|prénom4=F.|nom4=Acernese|titre=Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger<sup>*</sup>|périodique=The Astrophysical Journal Letters|volume=848|numéro=2|pages=L12|date=2017-10-16|issn=2041-8205|issn2=2041-8213|doi=10.3847/2041-8213/aa91c9 }}.</ref>{{,}}<ref>{{Article|nom1=LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration|prénom2=B. P.|nom2=Abbott|prénom3=R.|nom3=Abbott|prénom4=T. D.|nom4=Abbott|titre=GW170817: Implications for the Stochastic Gravitational-Wave Background from Compact Binary Coalescences|périodique=Physical Review Letters|volume=120|numéro=9|pages=091101|date=2018-02-28|doi=10.1103/PhysRevLett.120.091101 }}.</ref>.

Aprèsune nouvelle phase d'amélioration, Virgo entame la troisième période d'observation (O3) en {{date|avril 2019}}. Initialement prévue pour durer un an<ref>{{Lien web |langue=en |titre=Status of the Virgo gravitational-wave detector and the O3 Observing Run - EPS-HEP2019 |url=https://indico.cern.ch/event/577856/contributions/3422625/ |site=Indico |consulté le=2025-03-18 |archive-url=http://web.archive.org/web/20250228082904/https://indico.cern.ch/event/577856/contributions/3422625/ |archive-date=2025-02-28}}.</ref>, elle est interrompue par la [[pandémie de Covid-19]] le {{date|27 mars 2020}}<ref>{{Lien web |titre=LIGO Suspends Third Observing Run (O3) |url=https://www.ligo.caltech.edu/news/ligo20200326 |site=LIGO Lab |éditeur=[[California Institute of Technology]] |consulté le=2024-06-21}}.</ref>.

Les améliorations suivant la prise de données O3 font partie du programme « Advanced Virgo + », divisé en deux phases; la première précède la période O4, et la seconde la période O5. La première vise à réduire le bruit quantique en introduisant un laser plus puissant, en améliorant le {{Langue|en|''squeezing''}} introduit durant O3, en en implémentant une nouvelle technique appelée recyclage de signal. Des capteurs sismiques sont également installés autour des miroirs. La phase 2 vise ensuite à réduire le bruit thermique des miroirs, notamment par le changement de la géométrie du faisceau laser et l'augmentation de la taille des miroirs (répartissant ainsi l'énergie sur une plus grande surface), ainsi que l'amélioration de leur revêtement; cela implique également une amélioration de la suspension. Elle prévoit aussi de continuer les efforts de la phase 1 sur la réduction du bruit quantique<ref name=":4">{{Article|langue=en|prénom1=Raffaele|nom1=Flaminio|titre=Status and plans of the Virgo gravitational wave detector|périodique=Proc. SPIE 11445, Ground-based and Airborne Telescopes VIII|pages=31|éditeur=SPIE|date=2020-12-13|isbn=978-1-5106-3677-4|doi=10.1117/12.2565418 }}.</ref>.

La {{4e|période}} d'observation (O4) devait démarrer en {{date|mai 2023}}, pour une durée totale de 20 mois (incluant 2 mois de pause)<ref name=":3">{{Lien web |titre=IGWN {{!}} Observing Plans |url=https://observing.docs.ligo.org/plan/ |site=observing.docs.ligo.org |consulté le=2024-06-21}}.</ref>. Cependant, la collaboration Virgo annonce le {{date|11 mai 2023}} que le détecteur ne rejoindra pas le début de O4, l'interféromètre n'étant pas suffisamment stable pour atteindre la sensibilité requise et nécessitant le remplacement d'un des miroirs<ref>{{Lien web |langue=en-GB |titre=Virgo postpones entry into O4 observing run |url=https://www.virgo-gw.eu/news/virgo-postpones-entry-into-o4-observing-run/ |site=Virgo |consulté le=2024-06-21}}.</ref>. Virgo n'a finalement pas rejoint la première partie d'O4 (O4a), qui s'est terminée le {{date|16 janvier 2024}}, ayant seulement atteint une sensibilité de {{Unité|45|[[Parsec|Mpc]]}} au lieu des 80 à 115 initialement prévus. Il a cependant rejoint la deuxième partie (O4b), qui a débuté le {{date|10 avril 2024}}, avec une sensibilité entre {{Unité|50|et=55|Mpc}}. En {{date|juin 2024}}, la fin de la période O4 est annoncée être décalée à {{date|juin 2025}}, pour permettre une meilleure préparation pour les améliorations prévues pour O5. Le calendrier est à nouveau révisé en janvier 2025, avec une pause additionnelle de 2 mois commençant en avril 2025, et une extension de la période d'observation jusqu'au {{Date|7 octobre 2025}} afin de conserver un temps d'observation similaire. Ces deux extensions de la période sont désignées comme O4c (qui a officiellement débuté le {{Date|28 janvier 2025}})<ref name=":3" />{{,}}<ref>{{Lien web |langue=en-GB |titre=LVK announces an update of the observing schedule |url=https://www.virgo-gw.eu/news/lvk-announces-an-update-of-the-observing-schedule/ |site=Virgo |consulté le=2025-03-18}}.</ref>.

=== Futur ===
Après la fin d'O4, le détecteur connaîtra à nouveau une période d'améliorations, correspondant à la phase 2 d'Advanced Virgo+. La période d'observation suivante, O5, est prévue pour commencer vers la fin 2027 ; la sensibilité visée par Virgo était initialement de {{Unité|150|à=260|Mpc}}, mais est en train d'être revue à la suite de la performance durant O4. Les plans de Virgo pour O5 devraient être connus durant la première moitié de 2025<ref name=":3" />.

Aucun plan officiel n'a été annoncé pour le futur de Virgo au-delà de la période O5, bien que des projets pour continuer les améliorations des détecteurs aient été suggérés. Le projet de continuer le travail sur le détecteur après O5 est connu sous le nom de Virgo_nEXT<ref>{{Article|langue=en|auteur1=The Virgo Collaboration|titre=Virgo nEXT: beyond the AdV+ project - A concept study|périodique=Rapport|date=31 mai 2022|lire en ligne=https://indico.ego-gw.it/event/457/contributions/3835/attachments/2102/3680/7_PostO5_document.pdf|format=pdf}}.</ref>.

== Instrument ==
[[Fichier:Gravitational wave interferometer animation.ogg|vignette|Animation représentant le principe de la détection d'ondes gravitationnelles dans un interféromètre tel que Virgo. Les déplacements des miroirs et de la phase sont largement exagérés ; le temps est également ralenti de plus d'un facteur 10.]]
[[Fichier:Virgo Interferometer O4 diagram French.png|vignette|Schéma représentant les différents systèmes de Virgo durant la période O4 (2023-2024). Il inclut notamment  le miroir de recyclage de signal et la cavité de filtrage pour l'injection d'états comprimés, absents de la période précédente. Toutes les puissances de laser indiquées sont indicatives, car elles peuvent rapidement changer.]]

=== Principe ===
{{Article détaillé|Détection interférométrique terrestre d'ondes gravitationnelles#Principe}}
En [[relativité générale]], une onde gravitationnelle est une perturbation de l'[[espace-temps]] qui se propage à la vitesse de la lumière. Elle courbe celui-ci légèrement, modifiant le chemin parcouru par la lumière. Cette variation peut être détecté à l'aide d'un [[interféromètre de Michelson]], dans lequel un laser est divisé en deux faisceaux qui voyagent dans des directions [[Orthogonalité|orthogonales]], rebondissant sur un miroir situé à l'extrémité de chaque bras. Quand une onde gravitationnelle passe, le chemin des deux faisceaux est affecté d'une manière différente ; ils sont ensuite recombinés, et le [[Interférence|schéma d'interférences]] obtenu est mesuré à l'aide d'une [[photodiode]]. Comme la déformation induite est très petite, la précision dans le positionnement des miroirs, la stabilité du laser, les mesures, ainsi l'isolation du monde extérieur est essentielle<ref>{{ouvrage |auteur=Vinet |prénom1=Jean-Yves |titre=The VIRGO physics book Vol. II|nom2=The Virgo Collaboration |date=09/09/2020 |pages=19 |url=https://artemis.oca.eu/images/Artemis/pdf_artemis/Vinet-Optics_and_related_topics-VPB_2020.pdf |format=pdf}}.</ref>.

=== Laser et système d'injection ===
Le [[laser]] est la source de lumière de l'instrument. Il doit délivrer une puissance élevée, tout en étant extrêmement stable en fréquence et en amplitude<ref>{{Article|langue=EN|prénom1=F.|nom1=Bondu|prénom2=P.|nom2=Fritschel|prénom3=C. N.|nom3=Man|prénom4=A.|nom4=Brillet|titre=Ultrahigh-spectral-purity laser for the VIRGO experiment|périodique=Optics Letters|volume=21|numéro=8|pages=582–584|date=1996-04-15|issn=1539-4794|doi=10.1364/OL.21.000582 }}.</ref>. Afin de remplir ces critères, le faisceau commence avec un laser de basse puissance, mais très stable<ref>{{Article|prénom1=F|nom1=Bondu|prénom2=A|nom2=Brillet|prénom3=F|nom3=Cleva|prénom4=H|nom4=Heitmann|titre=The VIRGO injection system|périodique=Classical and Quantum Gravity|volume=19|numéro=7|pages=1829–1833|date=2002-03-19|issn=0264-9381|issn2=1361-6382|doi=10.1088/0264-9381/19/7/381|doi=10.1088/0264-9381/19/7/381 }}.</ref>. La lumière du laser passe ensuite à travers plusieurs amplificateurs pour augmenter sa puissance d'un facteur 100. Une puissance de sortie de {{Unité|50|W}} a été atteinte par la dernière configuration du détecteur Virgo initial, montant à {{Unité|100|W}} durant la période O3, à la suite des améliorations de Advanced Virgo ; elle est supposée atteindre {{Unité|130|W}} durant la période O4<ref name=":4" />. Le détecteur Virgo originel utilisait un système de laser [[maître-esclave]], dans lequel le système « maître » (un [[laser Nd-YAG]]) est utilisé pour stabiliser un laser haute-puissance « esclave » (un [[Laser Nd-YVO4|laser Nd:YVO4]])<ref>{{Article|langue=en|prénom1=F.|nom1=Acernese|prénom2=P.|nom2=Amico|prénom3=M.|nom3=Al-Shourbagy|prénom4=S.|nom4=Aoudia|titre=The status of VIRGO|périodique=5th Rencontres du Vietnam Particle Physics and Astrophysics|pages=1|lieu=Hanoi|date=2004-08-05|lire en ligne=https://hal.in2p3.fr/in2p3-00025837|consulté le=2024-07-01}}.</ref>. La solution retenue pour ''Advanced Virgo'' est un [[laser à fibre]], avec un étage d'amplification également composé de fibres, afin d'améliorer la résilience du système ; dans sa configuration finale l'instrument doit combiner la lumière de deux lasers pour atteindre la puissance attendue<ref name=":0" />{{,}}<ref>{{Article|langue=en|prénom1=Li-Wei|nom1=Wei|titre=High-power laser system for Advanced Virgo gravitational wave detector : coherently combined master oscillator fiber power amplifiers|périodique=Thèse|éditeur=Université Nice Sophia Antipolis|date=2015-12-03|lire en ligne=https://theses.hal.science/tel-01284969|consulté le=2024-07-01}}.</ref>. La [[longueur d'onde]] du laser est de {{Unité|1064|nanomètres}}, à la fois pour la configuration initiale et pour Advanced Virgo<ref name=":4" />.

Le laser est introduit dans l'interféromètre après être passé à l'intérieur du système d'injection, qui améliore la stabilité du faisceau, ajuste sa forme et sa puissance, et le positionne correctement pour entrer dans l'interféromètre. Le système d'injection inclut la cavité de nettoyage de modes d'entrée, mesurant {{Unité|140|mètres}} de long, conçue pour améliorer la qualité du faisceau en stabilisant la fréquence, en éliminant la lumière qui se propage de manière non voulue et en réduisant l'effet de mauvais alignement du laser. Il comprend également un [[Isolateur (optique)|isolateur de Faraday]] qui empêche la lumière de revenir jusqu'au laser, et un télescope de couplage de modes, qui permet d'adapter la taille et la position du faisceau juste avant qu'il intègre l'interféromètre<ref name=":0" />.
[[Fichier:Initial Virgo mirror.jpg|alt=Photo d'un miroir exposé dans le hall d'un des bâtiments du site Virgo. Le miroir est entouré de son support, avec 4 attaches maintenant le miroir.|vignette|Un des miroirs du détecteur Virgo initial, actuellement exposé sur le site de Virgo.]]

=== Miroirs ===
Les grands [[Miroir|miroirs]] situé dans les bras du détecteur sont parmi les éléments optiques les plus critiques de l'interféromètre. Ceux-ci comprennent les deux miroirs situés à la fin des deux bras de {{Unité|3|km}}, et les deux miroirs d'entrée, situés au début de chaque bras. Ensemble, ces miroirs forment une [[Cavité optique|cavité résonante]] dans chaque bras, dans laquelle la lumière rebondit des milliers de fois avant de revenir dans la lame séparatrice, maximisant l'effet du signal sur le chemin parcouru par le laser<ref>{{Lien web |langue=en-GB |titre=Optical Layout |url=https://www.virgo-gw.eu/science/detector/optical-layout/ |site=Virgo |consulté le=2024-07-02}}.</ref> et augmentant la puissance de la lumière circulant à l'intérieur des bras. Ces miroirs (conçus spécifiquement pour Virgo) sont de forme cylindrique et mesurent {{Unité|35|cm}} de diamètre, avec {{Unité|20|cm}} d'épaisseur<ref name=":0" />, et faits d'un verre extrêmement pur<ref>{{Article|langue=en|auteur1=Jérôme Degallaix|titre=Silicon, the test mass substrate of tomorrow ?|périodique=The Next Detectors for Gravitational Wave Astronomy|date=2015|lire en ligne=http://www.kitpc.ac.cn/files/activities/PT20150406/report/Degallaix_KITPC_meeting.pdf|archiveurl=https://web.archive.org/web/20151208125728/http://www.kitpc.ac.cn/files/activities/PT20150406/report/Degallaix_KITPC_meeting.pdf|archivedate=2015}}.</ref>. Les miroirs sont polis au niveau atomique pour éviter de diffuser (et donc perdre) de la lumière<ref>{{Article|langue=fr|prénom1=Romain|nom1=Bonnand|titre=Le détecteur d'ondes gravitationnelles Advanced Virgo : Étude de la configuration optique et développement des miroirs|périodique=Thèse|éditeur=Université Claude Bernard - Lyon I|date=2012-09-27|lire en ligne=https://theses.hal.science/tel-00797350|consulté le=2024-07-02}}.</ref>. Enfin, un revêtement réflechissant (un [[réseau de Bragg]] réalisé par [[pulvérisation cathodique]]<ref name=":5" />) est appliqué. Les miroirs en bout de bras réflechissent pratiquement toute la lumière qu'ils reçoivent, avec des pertes de seulement 0,002 % à chaque réflexion<ref>{{Article|prénom1=R|nom1=Flaminio|prénom2=J|nom2=Franc|prénom3=C|nom3=Michel|prénom4=N|nom4=Morgado|titre=A study of coating mechanical and optical losses in view of reducing mirror thermal noise in gravitational wave detectors|périodique=Classical and Quantum Gravity|volume=27|numéro=8|pages=084030|date=2010-04-06|issn=0264-9381|issn2=1361-6382|doi=10.1088/0264-9381/27/8/084030 }}.</ref>.

Deux autres miroirs sont présents dans la configuration actuelle :

* le miroir de recyclage de puissance, placé entre le laser et la [[Miroir semi-réfléchissant|séparatrice]]. Comme la majorité de la lumière est renvoyée vers l'entrée lorsqu'elle quitte l'interféromètre, ce miroir réinjecte cette lumière dans les bras, permettant d'atteindre des puissances plus élevées ;
* {{Ancre|Miroir de recyclage de signal}}le miroir de recyclage de signal, placé à la sortie de l'interféromètre, réinjecte une partie du faisceau transportant le signal dans le détecteur (le miroir est prévu pour avoir une transmission de l'ordre de 40 %), formant une nouvelle cavité. En ajustant le miroir de recyclage de signal, le [[Bruit de grenaille|bruit quantique]] peut être réduit pour une partie de la bande de fréquence, tout en étant augmentée dans le reste, permettant ainsi d'« accorder » l'interféromètre pour détecter certaines fréquences. Il est actuellement prévu pour fonctionner en « large bande », réduisant le bruit à haute et basse fréquence mais l'augmentant aux fréquences intermédiaires. Le bruit réduit à haute fréquence permet en particulier d'étudier les moments qui entourent la fusion de deux objets compacts<ref name=":5" />{{,}}<ref name=":4" />.

=== Superatténuateurs ===
[[Fichier:Virgo3_1.jpg|thumb|right|upright=1.5|Un miror de Virgo est suspendu dans le vide par  un superatténuateur, qui atténue les vibrations sismiques. Il s'agit d'une chaîne de pendule attachée à une plateforme supérieure supportée par trois bras, formant un [[pendule inversé]]<ref name=":15" />. Les vibrations sismiques au dessus de {{Unité|10|Hz}} sont réduites d'un facteur <math>10^{12}</math><ref>{{Article|prénom1=Valerio|nom1=Boschi|titre=Seismic isolation in advanced Virgo gravitational wave detector|périodique=The Journal of the Acoustical Society of America|volume=145|numéro=3_Supplement|pages=1668|date=2019-03-01|issn=0001-4966|doi=10.1121/1.5101119|lire en ligne=https://pubs.aip.org/asa/jasa/article/145/3_Supplement/1668/703056/Seismic-isolation-in-advanced-Virgo-gravitational|consulté le=2025-03-19}}.</ref>, et la position du miroir est contrôlée.]]Afin de réduire le [[bruit sismique]] qui pourrait atteindre les miroirs et masquer les signaux d'ondes gravitationnelles, les miroirs sont suspendus par un système complexe. Chacun des miroirs principaux est suspendu par quatre fines fibres en [[silice]]<ref>{{Article|langue=anglais|auteur1=M. Lorenzini & Virgo Collaboration|titre=The monolithic suspension for the virgo interferometer|périodique=Classical and Quantum Gravity|numéro=27|pages=|année=2010|lire en ligne=https://hal.archives-ouvertes.fr/hal-00587617/document}}.</ref> qui sont elles-mêmes attachées à une série d'atténuateurs sismiques. Cette chaîne de suspension, appelée « superatténuateur », fait près de {{unité|8|mètres}} de haut et est placée sous vide<ref>{{Article|langue=anglais|auteur1=S. Braccini et al.|titre=Measurement of the seismic attenuation performance of the VIRGO Superattenuator|périodique=Astroparticle Physics|numéro=23|pages=|année=2005|doi=10.1063/1.1144249}}.</ref>. Les superatténuateurs permettent de limiter l'influence des perturbations locales sur les miroirs et de contrôler précisément leur position et orientation. Les bancs optiques sur lesquelles sont montées les systèmes d'injection et de détection sont également suspendus et sous vide, afin de limiter les bruits acoustiques et sismiques. Dans la configuration Advanced Virgo, l'instrumentation utilisée pour détecter le signal d'ondes gravitationnelles et contrôler l'interféromètre (photodiodes, caméras et leurs électroniques associées) est également installée sur plusieurs bancs optiques suspendus et sous vide<ref name=":0" />.

La conception de ces superatténuateurs est basée sur l'atténuation passive du bruit sismique, qui est réalisée en formant une chaîne de [[Pendule (physique)|pendules]], agissant chacun comme un [[oscillateur harmonique]]. Ils sont caractérisés par une [[Résonance|fréquence de résonance]] (diminuant avec la longueur du pendule), au-dessus de laquelle le bruit est amorti. Enchaîner plusieurs pendules réduit le bruit de 12 [[Ordre de grandeur|ordres de grandeur]], au prix d'avoir plusieurs fréquences de résonance collectives qui sont plus élevées que la fréquence d'un unique pendule de {{Unité|8|m}}<ref name=":7">{{Article|prénom1=M. G.|nom1=Beker|prénom2=M.|nom2=Blom|prénom3=J. F. J.|nom3=van den Brand|prénom4=H. J.|nom4=Bulten|titre=Seismic Attenuation Technology for the Advanced Virgo Gravitational Wave Detector|périodique=Physics Procedia|série=Proceedings of the 2nd International Conference on Technology and Instrumentation in Particle Physics (TIPP 2011)|volume=37|pages=1389–1397|date=2012-01-01|issn=1875-3892|doi=10.1016/j.phpro.2012.03.741|lire en ligne=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S1875389212018445|consulté le=2024-07-02}}.</ref>. La fréquence de résonance la plus élevée est autour de {{Unité|2|Hz}}, permettant d'atténuer le bruit à partir de {{Unité|4|Hz}}<ref name=":0" /> et d'atteindre le niveau requis pour la détection d'ondes gravitationnelles autour de {{Unité|10|Hz}}. Une limite de ce système est que le bruit autour de la fréquence de résonance n'est pas filtré, et pourrait générer de grosses oscillations. Un système d'atténuation active est employé pour éviter ce cas de figure, incluant des [[Sismogramme|sismogrammes]] pour mesurer le bruit sismique et le contrecarrer à l'aide d'[[Actionneur|actionneurs]] qui contrôlent le superatténuateur<ref name=":7" />.

=== Système de détection ===
Une partie de la lumière circulant dans les bras quitte en permanence l'interféromètre pour être dirigée vers le système de détection. Dans sa configuration optimale, l'interféromètre fonctionne en « frange noire », signifiant que seule une petite partie de la lumière est envoyée vers la sortie ; le reste repartant vers l'entrée, où elle est récupérée avec le miroir de recyclage de puissance. Une fraction de la lumière sortante est réfléchie par le [[#Miroir de recyclage de signal|miroir de recyclage de signal]], et le reste est collecté par le système de détection. Il passe d'abord dans la cavité de nettoyage de modes de sortie, qui permet de filtrer les « modes d'ordre supérieur » (correspondant à de la lumière se propageant de manière non voulue, typiquement à cause de petits défauts dans les miroirs<ref>{{Article|prénom1=F|nom1=Beauville|prénom2=D|nom2=Buskulic|prénom3=L|nom3=Derome|prénom4=A|nom4=Dominjon|titre=Improvement in the shot noise of a laser interferometer gravitational wave detector by means of an output mode-cleaner|périodique=Classical and Quantum Gravity|volume=23|numéro=9|pages=3235–3250|date=2006-04-13|issn=0264-9381|issn2=1361-6382|doi=10.1088/0264-9381/23/9/030 }}.</ref>), avant d'atteindre les [[Photodiode|photodiodes]] qui mesurent l'intensité de la lumière. La cavité de nettoyage de modes et les photodiodes sont toutes deux suspendues et sous vide<ref name=":6" />.

[[Fichier:VirgoDetectionBench2015.jpg|alt=Banc de détection de Virgo. Il s'agit d'une structure octogonale en métal plate, sur laquelle est disposé un système optique complexe, incluant plusieurs miroirs.|vignette|Banc de détection de Virgo avant son installation en {{date|avril 2015}}. Il mesure {{nobr|88 cm}} de large et accueille la cavité de nettoyage de modes ; les photodiodes sont placées sur un autre banc<ref>{{Lien web |titre=Instruments_Laser&optics |url=https://web.archive.org/web/20240909195521/http://public.virgo-gw.eu/index.php?gmedia=Rv7bB&t=g |site=web.archive.org |date=2024-09-09 |consulté le=2025-03-19}}.</ref>.]]
À partir de la période O3, une source de {{Lien|trad=Squeezed states of light|fr=États comprimés de la lumière|texte=vide comprimé}} a été introduite pour réduire le bruit quantique, qui est une des principales limites de la sensibilité du détecteur. En remplaçant le vide standard par un vide comprimé, les fluctuations d'une quantité (soit l'[[amplitude]] soit la [[Phase (onde)|phase]] de la lumière dans le cas de Virgo) sont réduites, au prix d'augmenter les fluctuations de l'autre quantité en raison du [[principe d'incertitude]]. Cette idée a été proposée dès 1981 par {{Lien|langue=en|trad=Carlton M. Caves|fr=Carlton Caves}}, dès la genèse des détecteurs d'ondes gravitationnelles<ref>{{Article|prénom1=Carlton M.|nom1=Caves|titre=Quantum-mechanical noise in an interferometer|périodique=Physical Review D|volume=23|numéro=8|pages=1693–1708|date=1981-04-15|doi=10.1103/PhysRevD.23.1693 }}.</ref>. Durant la période O3, une compression indépendante de la fréquence a été implémentée; la compression est identique pour toutes les fréquences et permet de réduire le [[bruit de grenaille]] (dominant à haute fréquence) en augmentant le bruit de [[Pression de rayonnement|pression de radiation]] (plus élevé à basse fréquence, et non limitant pour la sensibilité du détecteur)<ref>{{Article |langue=en |nom1=The Virgo Collaboration|prénom2=F.|nom2=Acernese|prénom3=M.|nom3=Agathos|prénom4=L.|nom4=Aiello|titre=Quantum Backaction on kg-Scale Mirrors: Observation of Radiation Pressure Noise in the Advanced Virgo Detector |périodique=[[Physical Review Letters]] |volume=125|numéro=13|pages=131101|date=2020-09-22|doi=10.1103/PhysRevLett.125.131101 }}.</ref>. Grâce à l'injection du vide comprimé, le bruit quantique a été réduit de {{nobr|3,2 [[Décibel|dB]]}} à haute fréquence, améliorant la portée du détecteur de {{Nombre|5|à=8|%}}<ref>{{Article|nom1=Virgo Collaboration|prénom2=F.|nom2=Acernese|prénom3=M.|nom3=Agathos|prénom4=L.|nom4=Aiello|titre=Increasing the Astrophysical Reach of the Advanced Virgo Detector via the Application of Squeezed Vacuum States of Light|périodique=Physical Review Letters|volume=123|numéro=23|pages=231108|date=2019-12-05|doi=10.1103/PhysRevLett.123.231108 }}.</ref>. Actuellement, des états comprimés plus sophistiqués sont produits<ref>{{Article|nom1=Virgo Collaboration|prénom2=F.|nom2=Acernese|prénom3=M.|nom3=Agathos|prénom4=A.|nom4=Ain|titre=Frequency-Dependent Squeezed Vacuum Source for the Advanced Virgo Gravitational-Wave Detector|périodique=Physical Review Letters|volume=131|numéro=4|pages=041403|date=2023-07-25|doi=10.1103/PhysRevLett.131.041403 }}.</ref> en combinant la technologie de O3 avec une nouvelle cavité de {{Unité|285|m}} de long, appelée « cavité de filtrage ». Cette technologie permet de produire une compression dépendant de la fréquence, qui permet de réduire le bruit de grenaille à haute fréquence (où le bruit de pression de radiation est faible) tout en réduisant le bruit de pression de radiation à basse fréquence (où le bruit de grenaille est négligeable)<ref>{{Article|prénom1=Yuhang|nom1=Zhao|prénom2=Naoki|nom2=Aritomi|prénom3=Eleonora|nom3=Capocasa|prénom4=Matteo|nom4=Leonardi|titre=Frequency-Dependent Squeezed Vacuum Source for Broadband Quantum Noise Reduction in Advanced Gravitational-Wave Detectors|périodique=Physical Review Letters|volume=124|numéro=17|pages=171101|date=2020-04-28|doi=10.1103/PhysRevLett.124.171101 }}.</ref>{{,}}<ref>{{Article|prénom1=E|nom1=Polini|titre=Broadband quantum noise reduction via frequency dependent squeezing for Advanced Virgo Plus|périodique=Physica Scripta|volume=96|numéro=8|pages=084003|date=2021-05-18|issn=0031-8949|issn2=1402-4896|doi=10.1088/1402-4896/abfef0 }}.</ref>.

=== Infrastructure ===
<gallery mode="packed">
Fichier:Virgo aerial view 01.jpg|alt=Vue aérienne du site de Virgo en 2015|Vue aérienne du site de Virgo en 2015, montrant le bras ouest (en haut) et une partie du bras nord (à droite), avec les différents bâtiments
Fichier:Virgo Cascina panorama.jpg|Panorama de l'entrée du site de Virgo.
Fichier:IGP9215.JPG|alt=Vue du bras nord, mesurant 3 km|Vue du bras nord, mesurant {{Unité|3|km}}.
Fichier:IGP9210.JPG|alt=Vue du bâtiment hébergeant la salle de contrôle et les services informatiques.|Bâtiment hébergeant la salle de contrôle et les services informatiques.
Fichier:Virgo Cascina Central building.jpg|alt=Vue du bâtiment central|Bâtiment central, contenant la plupart des composants critiques de Virgo.
Fichier:IGP9212.JPG|alt=Vue du bras ouest et de la cavité de filtrage|Cavité de filtrage (à gauche, utilisée pour nettoyer le faisceau laser) et bras ouest.
</gallery>
Vu depuis les airs, Virgo a une forme caractéristique en « L » avec ses deux bras perpendiculaires de {{nobr|3 km}} de long. À l'intersection des deux bras, on trouve le bâtiment central, qui contient la plupart des composants essentiels de Virgo comme le laser, la lame séparatrice et les miroirs d'entrée. Le long du bras ouest, une cavité plus courte et un bâtiment associé contiennent la cavité de filtrage d'entrée. Les miroirs de fin de bras sont contenus dans leurs propres bâtiments à l'extrémité de chaque bras. Au sud du bras ouest, des bâtiments supplémentaires contiennent des bureaux, des ateliers, ainsi que le centre informatique du site et la salle de contrôle de l'interféromètre. 

Les « tunnels » des bras abritent des tubes à vide dans lesquels les faisceaux lasers voyagent. Virgo est la plus grande installation d'[[ultravide]] d'Europe, avec un volume total de {{unité|6800 m3}}<ref name=":8">{{Lien web |langue=en-GB |titre=Fighting Noises |url=https://www.virgo-gw.eu/science/detector/fighting-noises/ |site=Virgo |consulté le=2024-07-02}}.</ref>. Les deux bras de {{Unité|3|km}} contiennent des tubes en acier de {{Unité|1,2|m}} de diamètre dans lesquels la pression visée est {{nobr|1 million}} de milliards de fois plus faible que celle de l'atmosphère (un {{nobr|facteur 100}} plus faible que le détecteur Virgo initial). Les molécules de gaz restantes (principalement de l'[[hydrogène]] et de l'[[eau]]) ont un impact assez limité sur le passage du faisceau laser<ref name=":0" />. De larges [[Vanne d'arrêt|vannes]] sont situées au bout de chaque bras afin de pouvoir travailler sur les miroirs sans briser le vide des bras. En effet, les tours contenant les miroirs et les superatténuateurs sont également sous vide, et sont divisées en deux sections avec des pressions différentes<ref>{{Lien web |langue=en |auteur=A. Pasqualetti |titre=Virgo Vacuum system Overview |url=https://workarea.ego-gw.it/ego2/virgo/advanced-virgo/vac/varies/Virgo_Vacuum_system_Overview_r2.pdf}}.</ref>. Les tubes ont été soumis à un processus appelé {{Langue|en|''baking''}}, durant lequel ils sont chauffés à {{Unité|150|°C}} afin de retirer des particules indésirables qui seraient restées coincées sur les surfaces ; bien que les tours aient également été soumises à ce processus pour le détecteur Virgo initial, des [[Cryopompe|pièges cryogéniques]] sont maintenant utilisés pour éviter la contamination<ref name=":0" />.

En raison de la puissance élevée circulant dans l'interféromètre, les miroirs sont susceptibles de subir des effets thermiques en étant chauffés par la lumière du laser (malgré leur très faible [[Absorption (optique)|absorption]]). Ces effets peuvent prendre la forme d'une déformation de la surface du miroir en raison de la [[Dilatation thermique|dilatation]], ou en un changement de l'[[indice de réfraction]] du matériau ; cela résulte en de la lumière quittant le faisceau et en des perturbations du signal. Ces deux effets sont gérés par le système de compensation thermique (TCS), qui incluent des senseurs (appelés senseurs de [[front d'onde]] de Hartmann<ref>{{Article|langue=EN|prénom1=Thu-Lan|nom1=Kelly|prénom2=Peter J.|nom2=Veitch|prénom3=Aidan F.|nom3=Brooks|prénom4=Jesper|nom4=Munch|titre=Accurate and precise optical testing with a differential Hartmann wavefront sensor|périodique=Applied Optics|volume=46|numéro=6|pages=861–866|date=2007-02-20|issn=2155-3165|doi=10.1364/AO.46.000861|lire en ligne=https://opg.optica.org/ao/abstract.cfm?uri=ao-46-6-861|consulté le=2024-07-02}}.</ref>), qui mesurent l'[[Aberration (optique)|aberration]] à l'aide d'une source de lumière auxiliaire, et deux [[Actionneur|actionneurs]] : des [[Laser au dioxyde de carbone|lasers au CO<sub>2</sub>]], qui permettent de chauffer sélectivement certaines 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 », qui sont des défauts permanents introduits lors de la fabrication des miroirs<ref>{{Article|prénom1=A|nom1=Rocchi|prénom2=E|nom2=Coccia|prénom3=V|nom3=Fafone|prénom4=V|nom4=Malvezzi|titre=Thermal effects and their compensation in Advanced Virgo|périodique=Journal of Physics: Conference Series|volume=363|pages=012016|date=2012-06-01|issn=1742-6596|doi=10.1088/1742-6596/363/1/012016 }}.</ref>{{,}}<ref name=":0" />. Durant la période O3, le TCS a permis d'augmenter la puissance circulant dans l'interféromètre de 15 % et de réduire la quantité de lumière s'échappant de l'interféromètre d'un facteur 2<ref>{{Article|langue=en|prénom1=Ilaria|nom1=Nardecchia|titre=Detecting Gravitational Waves with Advanced Virgo|périodique=Galaxies|volume=10|numéro=1|pages=28|date=2022-02|issn=2075-4434|doi=10.3390/galaxies10010028 }}.</ref>.

[[Fichier:Newtonian Calibrator Virgo.png|alt=Photo d'un calibrateur newtonien. Contenu dans un cylindre métallique (ouvert sur la photo), il est composé d'un moteur permettant de faire tourner un rotor métallique composé de deux sections opposées d'un cylindre.|vignette|Un des calibrateurs newtoniens (Ncal) avant son installation dans le détecteur. Plusieurs d'entre eux sont installés près d'un des miroirs de bout de bras ; le mouvement du [[Rotor (électrotechnique)|rotor]] génère une force gravitationnelle variable sur le miroir, lui permettant de bouger d'une manière controllée.]]Un autre composant important est le système dédié au contrôle de la lumière parasite, qui englobe toute lumière qui quitte le chemin prévu du faisceau laser, en étant [[Diffusion de la lumière|diffusée]] par une surface ou à cause d'une réflexion non voulue. La recombinaison de cette lumière parasite avec le faisceau principal peut représenter une source de bruit importante, et généralement dure à tracer et modéliser. La plupart des efforts pour la contrôler consistent en l'installation de plaques absorbantes appelées « baffles », placées près des composants optiques et à l'intérieur des tubes ; cela nécessite des précautions additionnelles afin d'éviter que les baffles interfèrent avec le fonctionnement normal de l'interféromètre<ref>{{Article|prénom1=Jean-Yves|nom1=Vinet|prénom2=Violette|nom2=Brisson|prénom3=Stefano|nom3=Braccini|prénom4=Isidoro|nom4=Ferrante|titre=Scattered light noise in gravitational wave interferometric detectors: A statistical approach|périodique=Physical Review D|volume=56|numéro=10|pages=6085–6095|date=1997-11-15|doi=10.1103/PhysRevD.56.6085 }}.</ref>{{,}}<ref>{{Article|prénom1=Jean-Yves|nom1=Vinet|prénom2=Violette|nom2=Brisson|prénom3=Stefano|nom3=Braccini|titre=Scattered light noise in gravitational wave interferometric detectors: Coherent effects|périodique=Physical Review D|volume=54|numéro=2|pages=1276–1286|date=1996-07-15|doi=10.1103/PhysRevD.54.1276 }}.</ref>{{,}}<ref name=":8" />.

Afin d'estimer correctement la réponse du détecteur aux ondes gravitationnelles et donc correctement reconstruire le signal, une étape de [[Étalonnage (métrologie)|calibration]] est nécessaire. Elle implique de déplacer les miroirs de manière contrôlée et mesurer l'effet sur la sortie du détecteur. Durant l'époque du détecteur initial, cette calibration était réalisée en agitant l'un des pendules des suspensions en utilisant des [[Bobine (électricité)|bobines]] pour générer un [[champ magnétique]] interagissant avec des [[Aimant|aimants]] fixés sur le pendule<ref>{{Article|prénom1=T|nom1=Accadia|prénom2=F|nom2=Acernese|prénom3=F|nom3=Antonucci|prénom4=P|nom4=Astone|titre=Calibration and sensitivity of the Virgo detector during its second science run|périodique=Classical and Quantum Gravity|volume=28|numéro=2|pages=025005|date=2010-12-21|issn=0264-9381|issn2=1361-6382|doi=10.1088/0264-9381/28/2/025005 }}.</ref>. Cette technique a été utilisée jusqu'à la période O2. A partir d'O3, la calibration par [[photon]] (Pcal) est devenue la méthode principale ; elle avait auparavant été utilisée comme une méthode secondaire pour valider les résultats. Cette méthode s'appuie sur un laser auxiliaire qui permet de déplacer le miroir ''via'' la [[Pression de rayonnement|pression de radiation]]<ref>{{Article|prénom1=D|nom1=Estevez|prénom2=P|nom2=Lagabbe|prénom3=A|nom3=Masserot|prénom4=L|nom4=Rolland|titre=The Advanced Virgo photon calibrators|périodique=Classical and Quantum Gravity|volume=38|numéro=7|pages=075007|date=2021-02-25|issn=0264-9381|issn2=1361-6382|doi=10.1088/1361-6382/abe2db }}.</ref>{{,}}<ref name=":9">{{Article|prénom1=F|nom1=Acernese|prénom2=M|nom2=Agathos|prénom3=A|nom3=Ain|prénom4=S|nom4=Albanesi|titre=Calibration of advanced Virgo and reconstruction of the detector strain h(t) during the observing run O3|périodique=Classical and Quantum Gravity|volume=39|numéro=4|pages=045006|date=2022-01-21|issn=0264-9381|issn2=1361-6382|doi=10.1088/1361-6382/ac3c8e }}.</ref>. De plus, une nouvelle méthode appelée calibration newtonienne (Ncal) a été introduite à la fin de O2 et est maintenant utilisée 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 précise du miroir<ref name=":9" />{{,}}<ref>{{Article|prénom1=D|nom1=Estevez|prénom2=B|nom2=Lieunard|prénom3=F|nom3=Marion|prénom4=B|nom4=Mours|titre=First tests of a Newtonian calibrator on an interferometric gravitational wave detector|périodique=Classical and Quantum Gravity|volume=35|numéro=23|pages=235009|date=2018-11-09|issn=0264-9381|issn2=1361-6382|doi=10.1088/1361-6382/aae95f }}.</ref>. Au début de la deuxième partie d'O4, le Ncal est devenu la méthode de calibration principale en raison de ses meilleures performances ; le Pcal reste utilisé pour valider les résultats du Ncal et sonder les fréquences plus élevées qui sont inaccessibles au Ncal<ref>{{Article|prénom1=F|nom1=Aubin|prénom2=E|nom2=Dangelser|prénom3=D|nom3=Estevez|prénom4=A|nom4=Masserot|titre=The Virgo Newtonian calibration system for the O4 observing run|périodique=Classical and Quantum Gravity|volume=41|numéro=23|pages=235003|date=2024-10-29|issn=0264-9381|issn2=1361-6382|doi=10.1088/1361-6382/ad869c }}.</ref>.

L'instrument nécessite un système d'acquisition des données efficace, qui gère les données obtenues en sortie de l'interféromètre et par les nombreux senseurs présents sur le site, les stocke dans des fichiers et les distribue aux équipes d'analyse de données. Des composants électroniques et des logiciels dédiés ont été développés spécifiquement pour répondre à ces besoins<ref>{{Article|prénom1=F.|nom1=Acernese|prénom2=P.|nom2=Amico|prénom3=M.|nom3=Alshourbagy|prénom4=F.|nom4=Antonucci|titre=Data Acquisition System of the Virgo Gravitational Waves Interferometric Detector|périodique=2007 15th IEEE-NPSS Real-Time Conference|éditeur=IEEE|date=2007-04|doi=10.1109/rtc.2007.4382842 }}.</ref>.

=== Bruit et sensibilité ===
[[Fichier:Gravitational wave "Koi fish" glitch.png|alt=Graphique représentant un glitch. Il est découpé en deux parties. La partie supérieure est une courbe représentant la sortie du détecteur en fonction du temps ; elle est particulièrement agitée au centre du graphique, avec de larges pics vers le haut et le bas contrastant avec un calme relatif sur les bords du graphique. La partie du bas représente la distribution de puissance en fonction de la fréquence, avec des couleurs plus claires indiquant un excès. Un tel excès est visible au centre du diagramme, aligné avec les pics de la partie supérieure ; il couvre essentielle les fréquences de 50 à 100 Hertz, avec une partie s'étendant au-delà ; à basse fréquence, il s'élargit un peu dans le temps.|vignette|Visualisation d'un {{Langue|en|''glitch''}} de type « carpe » dans des données de [[Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory|LIGO]] Hanford en 2015. La partie supérieure représente la sortie du détecteur en fonction du temps, tandis que la partie inférieure donne la répartition de la puissance selon la fréquence et le temps. Ce type de {{Langue|en|''glitch''}} est d'origine inconnue et couvre une large bande de fréquences, avec des « nageoires » caractéristiques visibles à basse fréquence.]]

==== Sources de bruit ====
Virgo est sensible à de nombreuses sources de [[Bruit de fond|bruit]] qui limitent sa capacité à détecter un potentiel signal. Certaines de ces sources couvrent une large bande de fréquence et limitent la sensibilité globale du détecteur, telles que<ref name=":1">{{Ouvrage|langue=anglais|auteur1=G. Vajente|titre=Analysis   of   sensitivity   and noise   sources   for   the   Virgo gravitational   wave interferometer|éditeur=|année=2008|isbn=|lire en ligne=https://gwic.ligo.org/thesisprize/2008/Vajente_Thesis.pdf}}.</ref>{{,}}<ref name=":8" /> :

* le [[bruit sismique]] (des vibrations du sol aux origines multiples : vagues en [[mer Méditerranée]], vent, activités humaines comme la circulation routière{{etc.}}), généralement dans les basses fréquences jusqu'à la dizaine de hertz (Hz) ;
* le [[bruit thermique]] des miroirs et de leurs suspensions, qui correspond à leur agitation causée par leur température interne, de quelques dizaines de Hz à plusieurs centaines ;
* le bruit quantique, incluant le [[bruit de grenaille]], correspondant aux fluctuations de la puissance reçue par les photodiodes et limitant au-delà de plusieurs centaines de Hz, et le bruit de [[Pression de rayonnement|pression de radiation]], correspondant aux variations de la pression appliquée par le laser sur les miroirs, qui devient important à basse fréquence ;
* le bruit newtonien, causé par les variations du [[champ gravitationnel]] qui affectent la position du miroir, qui est notable en dessous de {{Unité|20|Hz}}.

En plus de ces grandes sources de bruit, certaines sources limitent la sensibilité à des fréquences spécifiques. Elles incluent une source à {{Unité|50|Hz}} (et des [[Harmonique (physique)|harmoniques]] à 100, 150 et {{Unité|200|Hz}}) correspondant à la fréquence du [[réseau électrique]] européen ; les « {{Langue|en|''violin modes''}} » à la fréquence de résonance des cables de suspension (qui peuvent vibrer à une fréquence spécifique comme les cordes d'un violon), qui est de {{Unité|300|Hz}} (avec plusieurs harmoniques) ; et des sources ponctuelles correspondant aux fréquences utilisées pour la calibration du détecteur<ref>{{Lien web |langue=en-us |titre=O2 Instrumental Lines |url=https://www.gw-openscience.org/o2speclines/ |site=gw-openscience.org |consulté le=2024-07-02}}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |titre=Virgo Logbook |url=https://logbook.virgo-gw.eu/virgo/?r=40306 |site=logbook.virgo-gw.eu |consulté le=2024-07-02}}.</ref>.

Des sources supplémentaires de bruit peuvent temporairement affecter la sensibilité générale ; une mauvaise météo ou des [[Séisme|tremblements de terre]] peuvent augmenter le niveau de bruit<ref name=":8" />.

Enfin, des artefacts de courte durée peuvent apparaître dans les données à cause de nombreuses sources internes à l'instrument ; elles sont typiquement surnommées « {{Langue|en|''glitches''}} ». On estime qu'environ 20 % des évènements détectés sont touchés par des ''{{Langue|en|glitches}}'', nécessitant l'utilisation de méthodes d'analyse de données spécifiques pour réduire leur impact<ref>{{Article|prénom1=D|nom1=Davis|prénom2=T B|nom2=Littenberg|prénom3=I M|nom3=Romero-Shaw|prénom4=M|nom4=Millhouse|titre=Subtracting glitches from gravitational-wave detector data during the third LIGO-Virgo observing run|périodique=Classical and Quantum Gravity|volume=39|numéro=24|pages=245013|date=2022-11-24|issn=0264-9381|issn2=1361-6382|doi=10.1088/1361-6382/aca238 }}.</ref>.

=== Sensibilité du détecteur ===

[[Fichier:BestVirgoSensitivityCurveVSR4.png|thumb|right|upright=2|Courbe de sensibilité du détecteur Virgo entre {{unité|10|Hz}} et {{unité|10|kHz}}, dans une échelle [[Repère log-log|log-log]], obtenue en {{date|août 2011}}<ref>{{Lien web |titre=Virgo Sensitivity curves |url=https://archive.ph/VBLjJ |site=archive.ph |date=2015-12-01 |consulté le=2024-07-02}}.</ref>. Sa forme est caractéristique : le bruit thermique des suspensions des miroirs domine à basse fréquence tandis que la remontée à haute fréquence est due au bruit de grenaille du laser. Entre ces deux bandes de fréquence, on trouve des [[résonance]]s et des bruits instrumentaux, incluant le [[Courant_alternatif|{{unité|50|Hz}}]] du [[Fréquences des courants industriels|secteur]] et ses [[Harmonique (physique)|harmoniques]].]]

La sensibilité du détecteur varie avec la [[fréquence]], et est habituellement représentée sous la forme d'une courbe représentant la [[densité spectrale de bruit]] (qui décrit l'intensité du bruit en fonction de la fréquence) ; plus cette courbe est basse, meilleure est la sensibilité. Virgo est un détecteur « large bande », sa courbe de sensibilité couvrant une zone s'étendant de quelques Hz à {{unité|10|kHz}}.

La mesure numérique la plus commune de la sensibilité d'un détecteur d'ondes gravitationnelles est sa « distance d'horizon », définie comme la distance à laquelle un objet de référence produirait un [[rapport signal sur bruit]] de 8 dans le détecteur. Cet objet de référence est généralement une binaire d'étoiles à neutrons dont les deux composantes ont une masse de 1.4 [[Masse solaire|masses solaires]] ; elle est généralement exprimée en [[Parsec|megaparsecs]]<ref name=":16">{{Article|prénom1=Hsin-Yu|nom1=Chen|prénom2=Daniel E|nom2=Holz|prénom3=John|nom3=Miller|prénom4=Matthew|nom4=Evans|titre=Distance measures in gravitational-wave astrophysics and cosmology|périodique=Classical and Quantum Gravity|volume=38|numéro=5|pages=055010|date=2021-01-12|issn=0264-9381|issn2=1361-6382|doi=10.1088/1361-6382/abd594 }}.</ref>. Par exemple, la portée de Virgo durant la période O3 était comprise entre {{Unité|40|et=50|Mpc}}<ref name=":3" />. Cette portée n'est qu'un indicateur et ne représente pas une distance de détection maximale pour le détecteur ; des sources plus massives émettront un signal avec une amplitude plus élevée, permettant de le détecter à une plus grande distance<ref name=":16" />.

Des calculs montrent que la sensibilité du détecteur varie grossièrement comme <math>\frac{1}{L\times\sqrt{P}}</math>, où <math>L</math> est la longueur de la cavité d'un bras et <math>P</math> est la puissance du laser au niveau de la séparatrice. Afin de l'améliorer, ces deux quantités doivent être augmentées. Cela se traduit par des longs bras, des cavités optiques permettant de maximiser l'exposition au signal, ainsi que le recyclage de puissance permettant d'augmenter la puissance<ref name=":1" />{{,}}<ref>{{Article|langue=fr|auteur1=Patrice Hello|titre=Détection des Ondes Gravitationnelles - École Joliot-Curie|périodique=inis.iaea.org|date=1997|lire en ligne=https://inis.iaea.org/records/nxndc-war70|consulté le=2025-03-19}}.</ref>.

== Analyse de données ==
{{Article détaillé|Détection interférométrique terrestre d'ondes gravitationnelles#Analyse de données}}
Une part importante des ressources de la collaboration Virgo est consacrée au développement et au déploiements de logiciels d'analyse des données produites par le détecteur. En dehors des outils d'acquisition et de distribution des données, cet effort est largement partagé avec les membres des collaborations LIGO et KAGRA, au sein de la collaboration LIGO-Virgo-KAGRA (LVK)<ref>{{Lien web |titre=Our Collaborations |url=https://www.ligo.caltech.edu/page/ligo-scientific-collaboration |site=LIGO Lab |éditeur=[[California Institute of Technology]] |consulté le=2024-07-02}}.</ref>.

Les données du détecteur sont initialement uniquement disponibles aux membres du LVK. Des segments de données entourant les évènements sont publiés en même temps que les articles correspondants, et les données complètes sont mises en libre accès à la fin d'une période d'exclusivité, qui dure actuellement {{nobr|18 mois}}. Durant la troisième période d'observation (O3), la publication des données s'est faite en deux parties (O3a et O3b), correspondant aux premiers et derniers six mois de la période respectivement<ref>{{Lien web |titre=LIGO-M1000066-v29: LIGO Data Management Plan |url=https://dcc.ligo.org/LIGO-M1000066/public |site=dcc.ligo.org |consulté le=2024-06-27}}.</ref>. Les données sont ensuite accessibles à tous via le {{Langue|en|''Gravitational Wave Open Science Center''}} (GWOSC)<ref>{{Lien web |langue=en-us |titre=GW Open Science Center |url=https://www.gw-openscience.org/ |site=gw-openscience.org |consulté le=2024-06-27}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article|prénom1=R.|nom1=Abbott|prénom2=H.|nom2=Abe|prénom3=F.|nom3=Acernese|prénom4=K.|nom4=Ackley|titre=Open Data from the Third Observing Run of LIGO, Virgo, KAGRA, and GEO|périodique=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=267|numéro=2|pages=29|date=2023-07-28|issn=0067-0049|issn2=1538-4365|doi=10.3847/1538-4365/acdc9f }}.</ref>.

L'analyse de ces données requiert une variété de techniques différentes correspondant à différents types de source. Une grosse partie des efforts sont concentrés sur la détection et l'analyse des coalescences de binaires compactes, qui sont le seul type de source détecté jusqu'à présent. Plusieurs logiciels différents cherchent ce type d'évènement, et une infrastructure dédiée est utilisée pour envoyer des alertes à la communauté des astronomes en cas de détection<ref name=":17">{{Article|prénom1=Virgo Collaboration, and KAGRA Collaboration|nom1=LIGO Scientific Collaboration|prénom2=R.|nom2=Abbott|prénom3=T. D.|nom3=Abbott|prénom4=F.|nom4=Acernese|titre=GWTC-3: Compact Binary Coalescences Observed by LIGO and Virgo during the Second Part of the Third Observing Run|périodique=Physical Review X|volume=13|numéro=4|pages=041039|date=2023-12-04|doi=10.1103/PhysRevX.13.041039 }}.</ref>. D'autres efforts prennent place après la fin d'une période de prise de données, incluant la recherche de sources continues<ref>{{Article|langue=en|prénom1=Keith|nom1=Riles|titre=Searches for continuous-wave gravitational radiation|périodique=Living Reviews in Relativity|volume=26|numéro=1|pages=3|date=2023-04-17|issn=1433-8351|doi=10.1007/s41114-023-00044-3 }}.</ref> ou d'un fond stochastique<ref>{{Article|prénom1=Nelson|nom1=Christensen|titre=Stochastic gravitational wave backgrounds|périodique=Reports on Progress in Physics|volume=82|numéro=1|pages=016903|date=2018-11-21|issn=0034-4885|issn2=1361-6633|doi=10.1088/1361-6633/aae6b5 }}.</ref>, ainsi qu'une analyse plus poussée des évènements détectés<ref name=":17" />.

== Résultats scientifiques ==
[[Fichier:GW170814.png|alt=Carte du ciel en projection Mollweide (avec une forme d'ellipse). On peut y voir la localisation utilisant exclusivement les détecteurs LIGO, donnant une large zone, et une bien plus petite zone en ajoutant les données de Virgo.|vignette|Localisation dans le ciel de [[GW170814]], avec une comparaison entre seulement les détecteurs LIGO et le réseau entier. L'ajout de Virgo permet une localisation bien plus précise.]]
{{Voir aussi|Liste d'ondes gravitationnelles}}
La première détection d'un signal gravitationnel par Virgo a eu lieu durant la deuxième période d'observation (O2) de l'ère des détecteurs de deuxième génération ; seuls les détecteurs LIGO étaient opérationnels durant O1. L'évènement, baptisé [[GW170814]], était une coalescence de deux trous noirs, et le premier évènement à être détecté simultanément par trois détecteurs différents, permettant d'améliorer grandement la localisation comparé aux évènements précédents. Il a également permis d'effectuer la première mesure des [[Polarisation (optique)|polarisations]] des ondes gravitationnelles, fournissant des preuves en défaveur de l'existence de polarisations au-delà de celles prédites par la relativité générale<ref name=":2" />.

Il a rapidement été suivi du plus célèbre [[Fusion d'étoiles à neutrons du 17 août 2017|GW170817]], première fusion de deux étoiles à neutrons observée en ondes gravitationnelles, et pour l'instant (mars 2025) l'unique évènement a avoir également été confirmé par des observations [[Onde électromagnétique|électromagnétiques]], à la fois en [[Rayon gamma|rayons gammas]] et avec des [[Télescope|télescopes]] optiques, puis plus tard en [[Rayon X|rayons X]] et [[Onde radio|ondes radios]]. Bien que le signal n'ait pas été observé par Virgo, la présence de celui-ci était cruciale pour la localisation, cette non-observation permettant d'exclure les régions du ciel où le signal aurait été visible dans Virgo<ref name=":10" />. Cet évènement, impliquant plus de {{Nombre|4000|astronomes}}<ref>{{Lien web |langue=en |auteur=Govert Schilling |titre=Astronomers Catch Gravitational Waves from Colliding Neutron Stars |url=https://skyandtelescope.org/astronomy-news/astronomers-catch-gravitational-waves-from-colliding-neutron-stars/}}.</ref>, a permis d'améliorer la compréhension des fusions d'étoiles à neutrons<ref>{{Article|langue=en|prénom1=Darach|nom1=Watson|prénom2=Camilla J.|nom2=Hansen|prénom3=Jonatan|nom3=Selsing|prénom4=Andreas|nom4=Koch|titre=Identification of strontium in the merger of two neutron stars|périodique=Nature|volume=574|numéro=7779|pages=497–500|date=2019-10|issn=1476-4687|doi=10.1038/s41586-019-1676-3|lire en ligne=https://www.nature.com/articles/s41586-019-1676-3|consulté le=2024-07-02}}.</ref> et de placer de fortes contraintes sur la vitesse de propagation de la gravité<ref>{{Article|langue=en|prénom1=B. P.|nom1=Abbott|prénom2=R.|nom2=Abbott|prénom3=T. D.|nom3=Abbott|prénom4=F.|nom4=Acernese|titre=Gravitational Waves and Gamma-Rays from a Binary Neutron Star Merger: GW170817 and GRB 170817A|périodique=The Astrophysical Journal Letters|volume=848|numéro=2|pages=L13|date=2017-10|issn=2041-8205|doi=10.3847/2041-8213/aa920c }}.</ref>.

Plusieurs recherches d'ondes gravitationnelles continues ont été réalisées sur les périodes d'observation passées en utilisant les données de Virgo. Pour la période O3, cela comprend une recherche sur tout le ciel<ref name=":11">{{Article|prénom1=Virgo Collaboration, and KAGRA Collaboration|nom1=LIGO Scientific Collaboration|prénom2=R.|nom2=Abbott|prénom3=H.|nom3=Abe|prénom4=F.|nom4=Acernese|titre=All-sky search for continuous gravitational waves from isolated neutron stars using Advanced LIGO and Advanced Virgo O3 data|périodique=Physical Review D|volume=106|numéro=10|pages=102008|date=2022-11-28|doi=10.1103/PhysRevD.106.102008 }}.</ref>, des recherches ciblées vers [[Scorpius X-1]]<ref>{{Article|prénom1=John T.|nom1=Whelan|prénom2=Santosh|nom2=Sundaresan|prénom3=Yuanhao|nom3=Zhang|prénom4=Prabath|nom4=Peiris|titre=Model-based cross-correlation search for gravitational waves from Scorpius X-1|périodique=Physical Review D|volume=91|numéro=10|pages=102005|date=2015-05-20|doi=10.1103/PhysRevD.91.102005 }}.</ref> et plusieurs [[Pulsar|pulsars]] connus (incluant les [[PSR B0531+21|pulsars du Crabe]] et [[PSR B0833-45|des Voiles]])<ref>{{Article|prénom1=R.|nom1=Abbott|prénom2=H.|nom2=Abe|prénom3=F.|nom3=Acernese|prénom4=K.|nom4=Ackley|titre=Searches for Gravitational Waves from Known Pulsars at Two Harmonics in the Second and Third LIGO-Virgo Observing Runs|périodique=The Astrophysical Journal|volume=935|numéro=1|pages=1|date=2022-08-01|issn=0004-637X|issn2=1538-4357|doi=10.3847/1538-4357/ac6acf }}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |langue=en |titre=Narrow-band searches for continuous and long-duration transient gravitational waves from known pulsars in the third LIGO-Virgo observing run |url=https://www.ligo.org/science/Publication-O3NarrowbandCW/ |date=21 décembre 2021 |consulté le=2 juillet 2024}}.</ref>, et des recherches dirigées vers les rémanents de supernova [[Cassiopée A]] et [[RX J0852.0-4622|Vela Junior]]<ref>{{Article|nom1=LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration|prénom2=R.|nom2=Abbott|prénom3=T. D.|nom3=Abbott|prénom4=F.|nom4=Acernese|titre=Search of the early O3 LIGO data for continuous gravitational waves from the Cassiopeia A and Vela Jr. supernova remnants|périodique=Physical Review D|volume=105|numéro=8|pages=082005|date=2022-04-28|doi=10.1103/PhysRevD.105.082005 }}.</ref> ainsi que le [[centre galactique]]<ref>{{Article|prénom1=Virgo Collaboration, and KAGRA Collaboration|nom1=LIGO Scientific Collaboration|prénom2=R.|nom2=Abbott|prénom3=H.|nom3=Abe|prénom4=F.|nom4=Acernese|titre=Search for continuous gravitational wave emission from the Milky Way center in O3 LIGO-Virgo data|périodique=Physical Review D|volume=106|numéro=4|pages=042003|date=2022-08-09|doi=10.1103/PhysRevD.106.042003 }}.</ref>. Bien qu'aucune de ces recherches n'ait pu identifier de signal, elles ont permis d'établir des limites supérieures pour certains paramètres ; en particulier, la déviation d'une sphère parfaite de certains pulsars proches est d'au maximum {{Unité|1|mm}}<ref name=":11" />.

Virgo a également été inclus dans les dernières recherches d'un fond stochastique d'ondes gravitationnelles aux côtés de LIGO, combinant les résultas d'O3 avec les résultats d'O1 et O2 (qui utilisaient uniquement les données de LIGO). Aucun fond stochastique n'a été observé, améliorant ainsi les contraintes sur l'énergie d'un tel fond stochastique d'un ordre de grandeur<ref>{{Article|prénom1=Virgo Collaboration, and KAGRA Collaboration|nom1=LIGO Scientific Collaboration|prénom2=R.|nom2=Abbott|prénom3=T. D.|nom3=Abbott|prénom4=S.|nom4=Abraham|titre=Upper limits on the isotropic gravitational-wave background from Advanced LIGO and Advanced Virgo's third observing run|périodique=Physical Review D|volume=104|numéro=2|pages=022004|date=2021-07-23|doi=10.1103/PhysRevD.104.022004 }}.</ref>.

Des contraintes sur la [[constante de Hubble]] ont également été obtenues ; la meilleure estimation actuelle est de {{Unité|68|km|4=s|5=-1|6=Mpc|7=-1|+=12|−=8}}, combinant les résultats obtenus avec les binaires de trous noirs et avec l'évènement GW170817. Ce résultat est cohérent avec les autres estimations de la constante, sans être suffisamment précis pour résoudre la [[Tension de Hubble|tension]] concernant sa valeur exacte<ref>{{Article|prénom1=R.|nom1=Abbott|prénom2=H.|nom2=Abe|prénom3=F.|nom3=Acernese|prénom4=K.|nom4=Ackley|titre=Constraints on the Cosmic Expansion History from GWTC–3|périodique=The Astrophysical Journal|volume=949|numéro=2|pages=76|date=2023-06-01|issn=0004-637X|issn2=1538-4357|doi=10.3847/1538-4357/ac74bb }}.</ref>.

== Vulgarisation ==
La collaboration Virgo participe à des activités promeuvant la communication et l'éducation sur les ondes gravitationnelles pour le grand public<ref name=":12">{{Lien web |langue=en-GB |titre=Outreach |url=https://www.virgo-gw.eu/about/impact-on-society/outreach/ |site=Virgo |consulté le=2024-07-02}}.</ref>. Cela comprend l'organisation de visites guidées de l'instrument pour les écoles, les universités et le grand public<ref>{{Lien web |langue=en-GB |titre=Guided Tour |url=https://www.ego-gw.it/visit-us/guided-tour/ |site=European Gravitational Observatory |consulté le=2024-07-02}}.</ref>. De nombreuses activités sont également organisées en dehors du site, y compris des activités éducatives comme des conférences et des cours publics sur les activités de Virgo, par exemple dans des écoles<ref name=":12" />, ou dans des festivals scientifiques<ref>{{Lien web |langue=it-IT |titre=Le Mappe del Cosmo. Storie che hanno cambiato l’universo |url=https://www.auditorium.com/it/event/le-mappe-del-cosmo-storie-che-hanno-cambiato-luniverso/ |site=Auditorium Parco della Musica Ennio Morricone |consulté le=2024-07-02}}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |langue=en-US |titre=The sounds of the Cosmos |url=https://www.athens-science-festival.gr/en/exhibitions/the-sounds-of-the-cosmos/ |site=Athens Science Festival |consulté le=2024-07-02}}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |langue=en-GB |prénom=Giada |nom=Rossi |titre=Black Hole: a new interactive installation by EGO and INFN at Città della Scienza in Naples |url=https://www.ego-gw.it/blog/2022/11/23/black-hole-a-new-interactive-installation-by-ego-and-infn-at-citta-della-scienza-in-naples/ |site=European Gravitational Observatory |date=2022-11-23 |consulté le=2024-07-02}}.</ref>, et le développement de méthodes et d'outils pour la vulgarisation des ondes gravitationnelles et les sujets connexes. La collaboration est également impliquée dans divers projets artistiques, allant de projets visuels comme « Le Rythme de l'Espace », exposé au au Museo della Grafica à [[Pise]]<ref>{{Lien web |langue=en-US |titre=Home page |url=https://sites.ego-gw.eu/ilritmodellospazio/ |site=Il Ritmo Dello Spazio |consulté le=2024-07-02}}.</ref> ou « On Air » au [[Palais de Tokyo]]<ref>{{Lien web |langue=en-US |titre=ON AIR - STUDIO TOMÁS SARACENO |url=https://studiotomassaraceno.org/on-air/ |site=studiotomassaraceno.org |date=2018-10-13 |consulté le=2024-07-02}}.</ref>, à des projets musicaux comme des concerts<ref>{{Lien web |langue=en-GB |prénom=Giada |nom=Rossi |titre='Cosmic' concert at Teatro Verdi in Pisa to celebrate 20 years of Virgo |url=https://www.ego-gw.it/blog/2023/12/23/cosmic-concert-at-teatro-verdi-in-pisa-to-celebrate-20-years-of-virgo/ |site=European Gravitational Observatory |date=2023-12-23 |consulté le=2024-07-02}}.</ref>. Sont également organisées des activités de promotion de l'égalité des genres en science, en mettant par exemple en valeurs les femmes travaillant pour Virgo dans des communications pour le grand public<ref>{{Lien web |langue=en-GB |titre=International Day of Women and Girls in Science 2023 |url=https://www.virgo-gw.eu/news/international-day-of-women-and-girls-in-science-2023/ |site=Virgo |consulté le=2024-07-02}}.</ref>.

== Notes et références ==
{{Traduction/Référence|lang1=en|art1=Virgo interferometer}}
{{Références}}

== Voir aussi ==
=== Articles connexes ===
* [[Détection interférométrique terrestre d'ondes gravitationnelles]]
* [[Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory]] (LIGO)
* [[Laser Interferometer Space Antenna]] (eLISA), détecteur spatial d'[[Onde gravitationnelle|ondes gravitationnelles]]

=== Liens externes ===
* {{en}} [http://www.virgo-gw.eu Site officiel]
* [http://public.virgo-gw.eu/language/fr/ Site public en français]

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{{Portail|astronomie|Toscane}}

[[Catégorie:Détecteur d'ondes gravitationnelles]]
[[Catégorie:Interféromètre]]