重力波観測の今・未来
国立天文台・東大天文・総研大天文都丸 隆行
日本加速器学会, 2022年10月18日

1

14 Sep. 20152これまでに観測された重力波イベント

合計90個

Large mass-ratio
spinning>100M☉BNS

BNS?

Large mass-ratio>100M☉>100M☉>100M☉>100M☉

spinning>100M☉>100M☉

NSBH

NSBH

NSBH?

Large mass-ratio
NSBH

NSBH?

>100M☉

spinning

NSBH

Spinning(Negative)3

Table 15. Same as Table 2 but for Worst model.

NS–NS
NS–BH
BH–BH
Merging NS–NS
Merging NS–BH
Merging BH–BH

Under100

Over100

1401637 (1637)
4345 (4345)
5227 (5235)
1562 (1562)
1645 (1645)
3195 (3203)

1637 (1637)
4345 (43455227 (5235)
1562 (1562)
1645 (1645)
3195 (3203)

1604 (1604)
4283 (4285)
5560 (5586)
1532 (1532)
1604 (1606)
3376 (3399)① 種族 III （POP III）の星 軽い元素しか含まない星。第一世代の星の候補。
25-30 M

ビッグバン宇宙論（ガモフ）

Kinugawa et al., arXiv:1505.06962v2

宇宙に存在する物質の73 wt%は水素、24 wt%はヘリウム、これより重い元素はわずか3 wt%しかないことを説明するため、宇宙は最初火の玉で、元素合成が起こったとする。

“透明な”宇宙

物質と光の高温スープ状宇宙

宇宙の晴れ上がり

Figure 1. Our standard model. Each line is the normalized distribution of
the BH–BH chirp mass. The red, green, blue, pink, light blue and grey lines
この元素合成メカニズムではリチウムよりも重い元素ができない。
are the under100 case with optimistic core-merger criterion, the over100
case with optimistic core-merger criterion, the 140 case with optimistic→ 初期の星は軽元素のみでできているはず。（種族III）
core-merger criterion, the under100 case with conservative core-merger
criterion, the over100 case with conservative core-merger criterion and the→ 種族 IIIの星がたくさんあると、数10太陽質量のBHがたくさんできる。
140 case with conservative core-merger criterion, respectively. Ntotal = 106binaries.

show the chirp mass distribution of BH–BH binaries which merge
within 15 Gyr for each model. In each figure, the red, green, blue,c宇宙の歴史② 原始ブラックホール
密度ダークエイジ
宇宙の再加速宇宙誕生直後の密度ゆらぎ

インフレーション

空間サイズ
量子ゆらぎ

大きな密度ゆらぎ
証拠

重力崩壊

138億年
宇宙マイクロ波背景放射

スケール
が違う
原始ブラックホール

いつ重力崩壊したかにより、1/10万g 〜 数100太陽質量まで、様々な質量のBHが誕生しうる。
30太陽質量だと、宇宙誕生後1/1000秒後くらいに形成。

宇宙誕生の謎に迫れるか？

ブラックホール生成のシナリオ決定d (cumulative event rate / yr) / d ln z

1e+06

z > 10 （宇宙誕生から約5億年）

1e+05

より遠くのイベント探査が重要

10000

Pop III BBH
Pop I and II OLD
PBBH

1000100

天文学→ 宇宙物理1010102030
redshift z

4050
T. Nakamura, Prog. Theor. Exp. Phys.6 2015,
arXiv:1607.00897v2 [astro-ph.HE]

he event rates for Pop III (standard), Pop I and II (OLD), and PBBH merger asz. These rates are derived by differentiating the cumulative event rate in Fig. 5to ln z. Note here that the detectability may change by the mass distributionl.

7

Credit: LIGO Galleryフェルミガンマ線宇宙望遠鏡がGW170817の1.7s後にショートガンマ線バースト
GRB170817A を観測~10°

Not observed yet

重力波観測から11時間後に光学対応天体が観測され、さらに6時間後にはすばる望遠鏡でも観測された。

8Utsumi et al. (2017)

Berger (2014)

光学観測によりr-processの片鱗が観測された→ 金は連星中性子星合体でたくさん作られるらしい。

9位置特定重力波検出器のアンテナパターン

これまでにGW170817の１イベントしか、光学的なフォローアップ観測に成功していない。
重力波望遠鏡の方向決定精度は極めて悪い。

Source localization of GW telescopes
1200 deg2

LIGO+Virgo

850 deg2
Cassiopeia

0.5°

LIGO+Virgo+Kagra
Slide from Prof. Yoshida
in Subaru 2019/6/7
Telescope

60 deg2

600 deg2
10Moon
New Eyes on the Universe

28 deg2
by LIGO-VIRGO

by LIGO-VIRGO
44

国際重力波観測ネットワーク

aLIGO (Hanford), 4km

in 2020

108Mpc for NS-NS

LIGO India
will start from2025

aVIRGO (Pisa), 3km~45MpcKAGRA (Kamioka), 3km
started from 2019, ~1Mpc

aLIGO(Livingston), 4km
135Mpc11HLV

130 deg2

KAGRAが加わることによりイベント位置の特定精度は大きく向上すると期待出来る。
1010 Times!
HLVK (8Mpc)

HLVK (25Mpc)

accura272.7Figure
deg2 5: An example when the sky localization
10.3 deg

KAGRA. The 90 % credible area for the 3-detectors H
HLVK case is 10.3 deg2 and 72.7 deg2 when KAGRA’sspectively. The source parameters are (m1 , m2 ) = (1.25, 1( 1 , 2 ) = (0.03, 0.01), and distance is 46 Mpc.
12LIGO: 120Mpc
VIRGO: 60Mpc

極低温サファイア鏡
熱雑音の低減振動ノイズの低減

地下サイト

13

Rea i i g a a ge
jec ch a LVK e i e a a ge b dge a dek a dh a e
ce de ee i e e ia f hee
ab e de eef g a i a i a a e h ic
観測スケジュール

O3 suspended
by COVID

First GWdetection

BNS detection
O3GK

2023年 3月 O4開始予定
14gg

雑音源と今後の策

2020/3/26の感、 感 ：970 kpc
時のKAGRAの感度
O3GK~ 1Mpc BNS range

Mirror鏡のCooling
却Control Noise
鏡の音

Increaseの 加Laser Power
Improve
Interferometer
Config.
干のSuspension
Noise?
架 のThermal音？
PhotonのShot Noise音

Improvementの改ofControl System音Unknown

15

回の観 に けて、感2020/9/15のためアップグレードが われている。
13

O4へ向けて
とにかくコミッショニング時間を十分取りたい・・・
JGW-G1910627

IFO reporton this morning
Masayuki Nakano
Univ. Toyama

FPMI get fully locked!!
1

2020.5– 2020.11

2020.10– ~2021.7制御系の最適化・ 防振システムの改良
・ 加速度計の導入

・ イオンポンプの導入
・ 真空リークの補修
・ モニター系の整備

小型冷凍機の交換

2019.8末

反射光・迷光・散乱光吸収用
バッフルの設置

ITM サファイア鏡→ O5
OMCの導入シグナルリサイクリング→ O516KAGRAの冷却システム
ヒートリンク防振装置

ヒートリンク
超低振動
パルス管
冷凍機
サファイアファイバー
サファイア鏡低温懸架システム

17低温加速度計!
!
!

マイケルソン干渉計型
Feedback Loop

Calibration : Self Calibrating
Temperature : 10 K - 300K
Sensitivity : Better than KAGRA seismic motion
in 0.1-100 Hz range

性能確認 @300K

Photo Detector
Actuator
Fiber Laser

Beam Splitter
Fixed Mirror

SuspendedMirror

12Kの極低温でも安定に動作。
達成した感度レベル p
3.3 ⇥ 10 11 m/ Hz @ 1 Hz<latexit sha1_base64="2ucd5kPFOAXBmG44KEVSfJ09LwM=">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</latexit>

18

R Bajpai et al 2022 Meas. Sci. Technol. 33 085902

KAGRA クライオスタットの振動スペクトル19

R Bajpai et al 2022 Class. Quantum Grav. 39, 165004

Details of ourStranded-cable
typeheatheatlink
link (!0.15 mm777)

超高純度アルミニウム撚り線型ヒートリンク• Material: 99.9999% (6N) Aluminum (Sumitomo Chemical Co., Ltd.

If we consider the •cantilver
shape, from easy discussion,
spring cons
Configuration:
7-wire strand

dvantage of stranded Thin
cable
instiffnesswire
撚り線のばね定数は、同じ$%断面積なら単線よりもずっと
driven as"=.
小さくなる。
&（サイズ効果が効かない場合）(!0.15 mm 7)": Spring constant, $: Heat, &: Number of wires

Evaluation of spring constant
49-wire strand%$(!0.15 mm 7many7)
Result! ∝Our heatlink ensureslarge cross-sectional
area by gathering
t-Thermal
Spring conductivity:
constant
is indexof the stiffness.
(!0.15 mm)&     - ! ∝ #$#: resonant frequency- We prepared a single thick wire with same cross-sectional area of stranded cable.
6N Bulk

Size effectStranded-cable type heat link (!0.15 mm 7 7 7)-> We measured both resonant frequencies.
Fit with Eq.(1)Setting

If we consider the cantilver shape, from easy discussion, spring constant isExtrapolation

Estimated from RRR

Data logger
Pre-Amplifier

A1100

•
$%Result (Resonant frequency)": Spring constant, $: Heat, &: Number of wires"= .

driven as
Clamp&Area
5N
6N
Our heat link ensures large cross-sectional area by gathering many thin wire
2'1mm
single  0.8
64 Hz
64 Hz mm
  SampleLaser



6Nアルミではすでにサイズ効果の影響が現れている。

Photo Detector

T. Yamada, PhD thesis, Univ. Tokyo (2021)

45 wires strand

0.8 mm2

9.6 Hz9.8 Hz! ∝ #$

1/6.5

20

Spring constant: 1/43

Much lower spring constant and same cross-sectional area     0/45

ヒートリンク防振装置(HLVIS) の概念設計
ヒートリンク防振装置

T. Yamada, PhD thesis
Univ. Tokyo (2021)

6N撚り線型ヒートリンクは高伝熱・低振動に非常に有効。
• HL経由の鉛直方向振動を38/45
しかし、縦方向の振動はKAGRAの要求を充たさないことが判明
感度の1/10以下に低減
KAGRAへの導入
鉛直方向
伝達関数
ヒートリンクの縦防振装置（３段バネ式）を導入• バネ-質点系で検討-> 3段の縦防振系25/45• Y-endクライオスタットで冷却試験
伝達関数測定結果- 鉛直方向測定された伝達関数

HLVIS

3-stagesprings

常温部へ

300 K
HLVIS 16 K3段の防振系の導入により鉛直方向振動を要求値以下に低減可能
MirrorSuspension

Coupling with

鏡懸架システム
Consistentwith
基本3周波数のピーク位置はほぼ一致
theory他自由度とのother DoF
カップリングHLVIS理論と一致
Slope is傾き:
consistentwith
防振性能: 約3倍悪化
theory but 3 times larger

バネのSurging of
サージング
coil spring

サージング
Surging of
周波数の半分？
coil spring

2110Hz付近のカップリングに引きずられ、10Hz以上の防振性能が悪化。
バネのサージング により高周波の防振性能が大幅に悪化

推定される鏡の振動レベル
Condition: 4-Mirrors in total, Each mirror is cooled by 4-HL

KAGRAの要求を充たす。

Note: Detection bandwidth isabove 10Hz~kHz22観測バンド

R Bajpai et al 2022
Class. Quantum Grav. 39, 165004

極低温鏡懸架システムの制御

6 .A0 ,7/"HF<yÅIg_XxU¦H»¶UÐ¶9?

x~q7{7Stepping Motorkl7Idler

T. Nishimoto, Master thesis,Univ. Tokyo (2020)

To fulfill the aforementioned purposes, it is expected the optical lever readouts are con
and yaw with minimal cross-couplings. The mathematical description relating the opsignals is derived and is discussed in section 1.2. A set procedures (diagonalization
framework derived is also followed to ensure that the signals are reasonably accur
discussed in later sections.

https://gwdoc.icrr.u-tokyo.ac.jp/DocDB/0057/T1605788/011/
length_sensing_oplevs.pdf 1.1 Optical lever setup

Blade Spring

Massxr7êKevlar
StringMoving Mass
Moving Mass
傾き制御

5D·±S´,(ĒêNCò,>,O0S¾¤CLNö7:

Marionette
Recoil Mass

Platform

Marionette

view.
Class. Quantum Grav. 38 (2021) 085013 Figure 2: Optical lever layout of the Type-B suspension. Left: Elevation
T Ushib

Heat Link

Intermediate
Recoil Mass
ୈ 4 ষ ϩʔΧϧίϯτϩʔϧ
光反射型変位センサー
Coil-Magnet ActuatorଌఆʹӨ‫ڹ‬Λ༩͑ͳ͍Α͏ʹͳΔɻ
& Local Sensors
Mirror Recoil
Mass

傾き & 長さ
計測用光テコ式センサー

The optical lever setup consists of superluminescent light-emitting diode (SLED), a citself, a steering mirror, a 50/50 beamsplitter, a convex lens, another folding mirror,tectors (QPD), see Fig. 2. The QPDs are light beam position sensors each consist ofdi↵erent quadrants. The horizontal and vertical displacements of the light beam at thfrom the amount of light that is received by each photodiode. Theoretically, each of t
to both tilt and length. But, we refer the one that is part of the actual angular sens
and the other “Length-sensing QPD” under this context. The light source and the collan optical table outside the vacuum chamber of the suspended optic. The beam begin
optic and travels at an angle pointing upward. The beam then enters the vacuum chAfter reflecting o↵ the optic, the beam reaches a steering mirror located at the edge ofis placed at a position outside the chamber and higher than the optic. The beam pa
an incidence angle ↵ (typically around 37 ). The steering mirror redirects the beamparallel to the optical table. The beam will first meet a beamsplitter which will split th
beam will go straightforwardly to the tilt-sensing QPD, while the other will reach th
going through a convex lens with focal length of f (typically 300 mm). And, not so im
folding mirror is simply folding the beam path such that all components can fit onto a

Intermediate Mass

Sapphire Mirror
Sapphire
1.2

Optical lever QPD readout

Each of the QPDs is calibrated to give the horizontal and vertical positions of the bhoriztonal and vertical displacements of the beamspot at the tilt-sensing QPD plane
respectively, while that at the length-sensing QPD plane are denoted as xlen and ylen

If the components are aligned perfectly, the relationship between the the optical lever

M. Fukunaga, Master thesis, Univ. Tokyo (2019)
T. Ushiba et al, Class. Quantum. Grav. 38, 085013 (2021)ϯαʔͷ࣮෺ɹ LED1 ͭͱ PD2 ͭͰߏ੒͞ΕΔɻLED ͱ PD ͷத৺ؒͷ‫཭ڑ‬ίΠϧ͕‫͔ר‬Ε͍ͯΔɻ৭ͷԁͰғΜͩ෦෼͸ϘϏϯʹͳ͓ͬͯΓɺίΠϧ͕‫͔ר‬Ε͍ͯΔɻ͜ͷΑ͏

コイル + SmCo マグネット
アクチュエーター

23

2Figure 2. (Left) schematic view of the cryogenic payload. Black dots and squares

TM chain represent magnets, and red squares on a RM chain show a photosensor moBrown squares on PF and MN represent moving masses. (Right top) schematic vie
moving mass system. Red part is a stepper motor and silver part is a ball screw. Band gray parts are copper block and fixture, respectively. (Right bottom) schematicof a PS module. Gold lines are coil wires. Red and gray hemispheres represent Land PDs, respectively. PDs are set on the both side of LEDs to reduce coupling bet

Einstein Telescope
European 3rd Generation GW Telescope
建設開始：2027年頃 （9年間）
観測開始：2036年頃• 10km基線長の三角形• 3 つの高周波望遠鏡+ 3 つの低周波望遠鏡（マイケルソン干渉計型）• 地下サイト• 極低温鏡

• 総建設費：約1.9 BE (~2,600億円)• イタリア・サルディニア島 or
オランダ・マーストリヒト or
ドイツ・ザクセン?
• European Strategy Forum on Research
Infrastructures のロードマップ2021に掲載

BBH: z~50, 106 個/yr
BNS: z~2, 105 個/yr

2/26

様々な周波数帯で新しいサイエンスを開拓
重力波天文学
力波 周波数 地上干位

Wei-Tou Ni, EPJ Web ofConferences 168, 01004 (2018)https://doi.org/10.1051/epjcon
f/201816801004

CMB→ LiteBIRD

テーブルトップ実験

パルサータイミング→ SKA
宇宙レーザー干渉計→ LISA, DECIGO
地上レーザー干渉計→ LVK, ET, CE25