En une décennie, l'astronomie gravitationnelle est passée de la première détection à des centaines de fusions d'objets compacts enregistrées. Pourtant, presque tous ces signaux sont courts : ils durent de quelques fractions de seconde à quelques dizaines de secondes. Dans le même temps, les théoriciens prédisent l'existence de signaux transitoires de longue durée, par exemple ceux émis par des binaires de trous noirs primordiaux de masse inférieure à celle du Soleil. De telles sources peuvent rayonner dans la bande sensible des détecteurs LIGO, Virgo et KAGRA pendant des heures, voire des années. La recherche de ces événements par les méthodes traditionnelles se heurte à des limites de calcul, car le nombre de gabarits nécessaires augmente avec la durée du signal.
Les auteurs proposent une nouvelle méthode de rééchantillonnage des données qui fusionne deux étapes du traitement en une seule. L'idée clé : si le signal suit un modèle connu d'évolution de la fréquence, on peut recalculer le temps de manière à le rendre monochromatique. On remplace alors le coûteux filtrage adapté pour chaque gabarit par une simple transformée de Fourier rapide. Le problème, c'est qu'après le rééchantillonnage les échantillons deviennent irréguliers dans le nouveau temps, et la FFT classique ne s'applique plus. Au lieu d'interpoler sur une grille régulière, les auteurs utilisent la transformée de Fourier rapide non uniforme (NUFFT), qui calcule le spectre directement à partir d'échantillons irréguliers. Cela évite des opérations superflues et accélère le traitement.
Les tests sur un processeur commercial ont montré une accélération d'un facteur 10 à 100 par rapport au rééchantillonnage traditionnel par stroboscopie. L'accélération exacte dépend de la longueur du segment cohérent, de la fréquence d'échantillonnage et de la précision requise. Pour la démonstration, la méthode a été appliquée à la recherche de signaux longs provenant de binaires de trous noirs primordiaux de masses comprises entre 0,0005 et 0,1 masse solaire. Pour l'analyse de la bande 40–60 Hz et un segment cohérent de 30 secondes, l'horizon de sensibilité dépasse la distance au centre galactique pour toute la plage de paramètres étudiée, et pour des masses supérieures à 0,02 masse solaire il atteint la nébuleuse d'Andromède. La vérification sur des signaux injectés dans le bruit réel du détecteur LIGO Hanford a confirmé l'accord avec les prédictions théoriques.
Ce travail s'inscrit dans le droit fil des efforts actifs de recherche de signaux gravitationnels de longue durée, aux côtés des études sur les ondes gravitationnelles émises par des étoiles à neutrons en rotation et sur les effets de gravité quantique. Sa particularité : il ne propose pas une nouvelle méthode d'analyse, mais une nouvelle implémentation informatique d'une approche déjà connue. Ce n'est pas une percée fondamentale en physique, mais une amélioration technique qui rend possible une recherche pratique dans une région de l'espace des paramètres jusque-là inaccessible.
La méthode peut être étendue à d'autres types de signaux longs, par exemple ceux émis après la fusion d'étoiles à neutrons ou par des nuages de bosons ultra-légers autour des trous noirs. Une optimisation pour les processeurs graphiques est envisageable, ce qui apporterait un gain supplémentaire d'un à deux ordres de grandeur. On peut aussi adapter la banque de gabarits à différentes régions de l'espace des paramètres et utiliser des modèles de signal plus précis.
L'accélération du rééchantillonnage influence directement la recherche des trous noirs primordiaux, candidats à la matière noire. La méthode est également utile pour toutes les tâches qui exigent de traiter des signaux longs à fréquence évolutive.
La prochaine étape consiste à implémenter la NUFFT sur processeurs graphiques et à évaluer l'accélération réelle. Il faudra ensuite mener une recherche à grande échelle sur les données de LIGO-Virgo-KAGRA.
En astronomie gravitationnelle, la question de l'existence de trous noirs primordiaux de masse inférieure à celle du Soleil reste ouverte. Cette méthode rapproche la réponse, en permettant de chercher les signaux de tels objets dans les données des détecteurs terrestres.
Pour un système de masse de chirp égale à 0,0005 masse solaire, la traversée de la bande 20–2000 Hz prendrait environ deux ans. Autrement dit, le signal resterait dans le détecteur plus longtemps que ne durent bien des missions spatiales.