第32回 理論懇シンポジウム (@ 国立天文台)「天文学・宇宙物理学の変遷と新時代の幕開」

2019年12月27日

レーザー干渉計による重力波観測の現状と将来展望
道村唯太
東京大学 大学院理学系研究科 物理学専攻

今回のお話• レーザー干渉計型重力波検出器の技術- 重力波とその周波数- 国際重力波観測ネットワーク- マイケルソン干渉計の原理- 重力波検出器の感度と雑音源- インスパイラルレンジ• 重力波観測の現状と今後の展望- LIGO, Virgoの観測状況と今後の予定- KAGRAの開発状況と今後の予定- 重力波観測の今後の目標
2

重力波とは？
• 光速で伝播する時空の歪み• 質量を持つ物体の運動で生じる• 四重極放射• +モードとxモードの2つの偏極• 電磁波観測とは異なる情報を得ることができる

3

様々な周波数にわたる重力波観測
原始重力波
質量小質量大

周期

宇宙年齢

周波数
10-15 10-1210-9Hz
Pulsar timing
CMB B-mode

年10-6Doppler
tracking

時間

秒

10-3

1 地上干渉計103

宇宙干渉計

ミリ秒

共振型

4

電磁波/PHzに例えると…
原始重力波
質量小質量大

周期

宇宙年齢

電波

周波数
10-15 10-1210-9Hz
Pulsar timing
CMB B-mode

時間
秒
X線
赤外線
紫外線 ミリ秒

年
10-6

Dopplertracking

10-3

宇宙干渉計

1 地上干渉計103

共振型

5電磁波/PHzに例えると…
原始重力波
質量小

質量大

周期

宇宙年齢

電波

周波数
10-15 10-1210-9Hz
Pulsar timing
CMB B-mode

時間
秒
X線
赤外線
紫外線 ミリ秒

年
10-610-3

1 地上干渉計103

LISA
Doppler
DECIGO
tracking
宇宙干渉計

LIGO
Virgo
共振型
KAGRA
6

今回は10 Hz-1 kHz重力波のお話
原始重力波

質量小質量大

周期

宇宙年齢

周波数
10-15 10-1210-9Hz
Pulsar timing
CMB B-mode

年
10-6
Dopplertracking

X線

時間秒

10-3

1 地上干渉計103

宇宙干渉計

ミリ秒

LIGO
Virgo
共振型
KAGRA
7

重力波国際観測ネットワーク• 重力波観測には複数台での観測が必須• どれもレーザー干渉計型
Advanced LIGO
GEO-HF
Advanced LIGOAdvanced Virgo

KAGRA(c) Enrico Sacchetti

LIGO-India (approved)8

レーザー干渉計型重力波検出器• 両腕の長さの差を干渉縞の変化として測定吊るされた鏡干渉計を上から見た図

レーザー光源半透明鏡

光検出器

吊るされた鏡光の干渉

重力波が来な
いと光量は一定9レーザー干渉計型重力波検出器• 両腕の長さの差を干渉縞の変化として測定吊るされた鏡干渉計を上から見た図

レーザー光源半透明鏡

両腕の長さの差を測定することでレーザー光源由来の雑音を同相雑音除去
光検出器

吊るされた鏡光の干渉

重力波が来ると光量が変化
10重力波による空間の歪み量• 距離の変化割合で表す• GW150914の空間の歪み量
h ~ 10-21• LIGOの場合L=4 kmなので
δL = 4e-18 m
陽子の大きさの1/1000• どのくらい小さな h を測定できるかで検出器の性能が決まる
Caltech/MIT/LIGO Lab

11

設計感度
• aLIGO、AdV、KAGRAはどれも同等の設計感度

KAGRA
Advanced
Virgo

Advanced
LIGO
12原理的な雑音源• ほとんど量子雑音で、地面振動雑音、サスペンシ
ョン熱雑音、鏡の熱雑音も重要

13

YM+, Phys. Rev. D 97, 122003 (2018)原理的な雑音源• aLIGOも同様に、ほとんど量子雑音で決まる
Advanced LIGO

Quantum noise

LSC, Class. Quantum Grav. 32, 074001 (2015)14

雑音源と低減方法• 地面振動雑音多段懸架で防振• 鏡とサスペンションの熱雑音
機械的散逸の少ない材質
低温化
ビーム径の大型化 (鏡熱雑音の場合)• 量子雑音レーザーパワーの最適化
干渉計構成の工夫
鏡の大質量化
• 長基線長化、鏡の大質量化が重要

15

干渉計構成の工夫• Dual Recycled
Fabry-PerotMichelson Interferometer(DRFPMI)Power recycling mirror
光源側に戻ってくる光を打ち返すことで実効的に入射パワーを増やす

腕共振器
実効的に腕の長さを長くする

~1 kW
Laser
~100 W
Signal recycling mirror
信号がキャンセルする前に信号を取り出すことで、腕内パワーを変えずに、実効的にフィネスを減らす

~1 MW

16

重力波検出器の性能指標• 連星中性子星の観測可能距離で表すことが多い• SNRが8以上になる距離、全天平均

信号は距離に反比例(距離の2乗ではない！)

感度2倍でパラメータ決定精度2倍観測可能距離2倍イベント数は8倍
J. Astrophys. Astr. 38, 58 (2017)17

共同観測計画

方向決定などのために複数台での共同観測が重要
2020年4月までに だいたい設計感度O(103) events/yr
KAGRAがアップグレード
共同観測に参加
O(104) events/yr
arXiv:1304.0670

18

LIGOとVirgoによる観測の現状• O1で連星ブラックホール初観測• O2で連星中性子星初観測、電磁波との共同観測• O3 (2020年4月まで)では毎週のようにイベントが報告

3 BBH

7 BBH
1 BNS

O3から重力波候補は自動的にPublic Alertが出ている(約1分以内)https://gracedb.ligo.org/
superevents/public/O3/

Virgo joined
33 (O3a) + 9 (O3b) Candidates(including 5 NSBH? 5 BNS?)
LIGO-G1901322

19

O3観測の状況• 1台ごとの稼働率は70-75%程度• 3台同時観測は45%程度• 今観測中かは公開されている
https://ldas-jobs.ligo.caltech.edu/~gwistat/gwistat/gwistat.html

https://summary.ligo.org/~detchar/summary/ (taken from O3a summary)

20

Advanced LIGOの状況• 基線長4 km、40 kg石英鏡• アップグレード計画(A+)で330 Mpc
コーティング改良、周波数依存スクイージング
予算も承認
NSFが$20.4M
UKRIが£10.7M+ Australia

arXiv:1304.0670

21

Advanced Virgoの状況• 基線長3 km、42 kg石英鏡• アップグレード計画(AdV+)で260 Mpc
周波数依存スクイージング、鏡の大型化など高周波でAdVの感度が設計より悪いのはsignal
recycling mirrorがまだ入っていないため
arXiv:1304.0670

22KAGRAの状況• 基線長3 km、23 kgサファイア鏡• 設計感度153 Mpc (BNSに最適化した狭帯域運転の場合)• LVより感度悪いが、2020年2月に運転開始予定

arXiv:1304.0670

23

KAGRA計画• 2010年に予算化• 110 institutes, 360+ collaborators (200 authors)
参加大歓迎！
• 低温と地下建設が特徴

Aug 2019
F2F meeting@ Toyama

24

KAGRAの干渉計• 岐阜県飛騨市 池ノ山の中にある

CLIO

KamLAND
Super-Kamiokande

OfficeControl room

KAGRA Tunnel
entrance25

かぐらトンネル• 2本の3km真空パイプの中をレーザー光が往復

Entrance(2016.2.8)

26

10月4日にKAGRA完成記念式典• ほぼ全装置のインストール完了• LIGO, Virgoとの共同観測に関する協定を締結
共同観測の条件は
最低 1 Mpc

https://www.u-tokyo.ac.jp/focus/ja/articles/z0508_10010.html

27

KAGRAの観測参加の重要性• 3台以上での同時稼働率が向上する
LHV 34 % → LHVK 65 %(assuming 70 % duty factor for single detector)• 波源方向決定精度が上がる(ざっくり3倍)- 波源の起源- ハッブル定数測定などなど• 重力波の偏極測定(一般相対論を超える偏極モードの分離)

S. Haino,JGW-G1808212(設計感度の場合)

H. Takeda+, PRD 98, 022008 (2018)28

KAGRAの現状• 現在の感度は最大 30 kpc程度• 12月17日から1週間の試験運転• 2020年2月から(観測)運転開始予定• 現在までpower recyclingとsignal recyclingがうまく動いていない- 冷却による霜- 複屈折

iKAGRA (2016)
bKAGRA
Phase 1 (2018)

Designed29

冷却による霜の影響• 腕共振器のフィネスが30 K程度以下で低くなる• 残留ガスが鏡で氷結したため• よりよい真空で冷やす必要がある• O3では低温に冷やせない
ETMY
ITMY

Finesse decrease

Frosted mirror
seen withgreen laser
Y. Enomoto+, klog #9861

30

複屈折の影響• サファイア結晶軸と光軸がずれており、複屈折の非一様性もあった• O3参加時はPower recyclingとsignal recyclingなしになる見込み(光学ロスが大きくなり、感度がLaser悪い)
p-pol beam
shape from
ITM reflection
K. Kokeyama+, klog #9495

s-pol

K. Somiya, E. Hirose, YM
PRD 100, 082005 (2019)a few % p-polin reflection

Power and signalrecycling cavities
contaminated by p-pol
31

KAGRAの現在の雑音源• 制御雑音やレーザー周波数雑音で感度が制限

T. Yamada, klog #12247

32

KAGRA in O3 (2020年2月-4月)• おそらくリサイク
リングなし• おそらく室温

霜を避けるため、おそらく室温(~250 K 程度)

Laser
~10 W
複屈折のためリサイクリングなし
33

O3での感度• おそらくリサイク
リングなし• おそらく室温→ 最大でも2 Mpc程度• 1 Mpcが共同観測の条件だが、出なくても2020年2月から運転開始予定
O3 FPMI limit atroom temperature(~2 Mpc)

iKAGRA (2016)
bKAGRA
Phase 1 (2018)

Designed34

KAGRA in O4 (2021-2023)• 新しいサファイア鏡は間に合わない• おそらく偏光子を入れて複屈折による制御の困難を回避したDRFPMI構成• 光学的ロスは大きいまま

Laser
~70 W
不要な偏光を捨てるための偏光子
35

O4での感度• 光学的ロスの大きい
DRFPMI構成→ 最大80 Mpc程度

O4 DRFPMI limit(~80 Mpc)

iKAGRA (2016)
bKAGRA
Phase 1 (2018)

Designed36

O5 (2024-)の計画• 複屈折の少ない新しいサファイア鏡と周波数依存スクイージングの導入(60 m filter cavity, 10 dB injected)
KAGRA
designedO3 originaltarget(8-25 Mpc)
O4 originaltarget(25-130 Mpc)

aLIGO
A+

O4 DRFPMI limit(~80 Mpc)

O5 target(~180 Mpc) 37

より長期的な将来計画案• (ほどほどに)楽観的になれば500 Mpcも可能• 装置の大型化に頼らず、高感度化が可能
200 kg mirror4.8 kW at BS
10 ppm/cm
300 m filter
cavity10 dB injected
squeezing

505 Mpc

S. Haino,
JGW-G1910533
38

R&Dが活発に行われている• TAMA300施設(忘却の彼方…)を用いた周波数依存スク
Capocasa+,イージングの実証実験 (国立天文台) E.
PRD 93, 082004 (2016)• サファイア鏡の熱吸収、複屈折の測定 (国立天文台)
別の会社？ アニーリング？
• 低温でのコーティング熱雑音の直接測定実験(国立天文台)• 重力勾配雑音測定器の開発 (東京大学)• 光ばねによる感度向上
実証実験

JGW-G1808966(東京工業大学,東京大学)……などなど39

重力波観測の今後• こうした感度向上によりイベント数と、重力波源のパラメータ推定精度を上げることが可能- 重い恒星質量ブラックホールの起源- 連星中性子星合体と重元素合成の関係- 中性子星の状態方程式- ハッブル定数の精密測定- ブラックホールリングダウンの測定による
No-hair theoremの検証- 一般相対論を超える偏極モードの探査• また、超新星爆発のようなレアイベントの検出可能性も上げることができる→まだまだ検出器の技術開発が重要
40

高感度化と多波長重力波観測• 2030年代以降は地上の第3世代、宇宙重力波望遠鏡
LISA

TianQin

DECIGO
Einstein Telescope
Cosmic Explorer

KAGRA
aLIGO

41

まとめ• 重力波物理学・天文学はまだまだ始まったばかり
Cosmic Explorer 1 第3世代
A+

O5O6?

aLIGO
O1 O2 O3O4AdVO(103) events/yr

Einstein Telescope

Ultimate KAGRA?
AdV+
O(104) events/yr

KAGRA O3
2020年2月から予定(最低1 Mpcで”共同観測”)2030年代は宇宙望遠鏡も42

Supplemental Slides

43

レーザー干渉計の制御• 干渉縞が変化しないよう鏡の位置を制御吊るされた鏡フィードバック制御が重力波検出器の肝

重力波信号
レーザー光源

フィードバック
制御

半透明鏡

光検出器

吊るされた鏡光の干渉

光量が変化を一定に保つ
44

干渉計の深遠な世界• 干渉計の制御や感度設計は複雑でそれ自体が面白い
鏡の懸架系の設計
熱揺動力
多入力・多出力系(しかも非線形)

Laser

真空場

アクチュエータ

機械光学的相互作用(opto-mechanics)

複雑な干渉計制御回路

45

量子雑音と標準量子限界• 単純にレーザーパワーを変えるだけでは超えられない感度限界(Standard Quantum Limit)が存在する
パワーを上げると輻射圧雑音が増える(鏡に当たる光子数が√Nで揺らぐ)

パワーを上げると散射雑音が減る(光検出器での光子数揺らぎは√Nで増えるが信号はNで増える)

arXiv:1909.12033

46

量子雑音の表式
レーザー光の位相雑音と振幅雑音に相当→不確定性関係• 量子雑音レーザー周波数

鏡の質量

基線長

散射雑音 輻射圧雑音
レーザーパワー @ BS

腕共振器の 重力波の周波数
線幅• 標準量子限界

鏡を重く、基線長を長くするのが重要

47

干渉計構成の工夫• Michelson Interferometer
(MI)

Laser
~100 W48

干渉計構成の工夫• Fabry-PerotMichelson Interferometer(FPMI)
腕共振器
実効的に腕の長さを長くする

Laser~100 W~100 kW49

干渉計構成の工夫• Power Recycled
Fabry-PerotMichelson Interferometer(PRFPMI)Power recycling mirror
光源側に戻ってくる光を打ち返すことで実効的に入射パワーを増やす

腕共振器
実効的に腕の長さを長くする

~1 kW
Laser
~100 W~1 MW

50

干渉計構成の工夫• Dual Recycled
Fabry-PerotMichelson Interferometer(DRFPMI)Power recycling mirror
光源側に戻ってくる光を打ち返すことで実効的に入射パワーを増やす

腕共振器
実効的に腕の長さを長くする

~1 kW
Laser
~100 W
Signal recycling mirror
信号がキャンセルする前に信号を取り出すことで、腕内パワーを変えずに、実効的にフィネスを減らす~1 MW51

DRFPMIの感度• Power recyclingで実効的にパワーを増やし、Signal recyclingで観測帯域を広げる
Michelson

Without recycling
cavities

With power
recycling

With power andsignal recycling52

KAGRAの量子技術• KAGRAではホモダイン測定やSignal recycling
cavity detuningによりSQLを突破予定で、中間周波数帯でaLIGOやAdVよりも感度が良い

KAGRA
Advanced Virgo
Advanced LIGO

53

High Frequency Option?
• We can make a dip at
high frequency toprobe neutron star
physics, enhance thechance of detecting
supernovae
K. Somiya,arXiv: 1909.12033

KAGRA
HF option
HF optionwith squeezing(frequency independent)

Laser

Increase SRC length or
Increase SRM reflectivity→ SRC phase rotation
creates dip

Increase armcavity finesse
Power at ITM
can be reduced 54

茂住オフィス
• 東京から北陸新幹線で2時間、富山駅から車で南へ1時間くらい
東京大学宇宙線研究所
重力波観測研究施設

東北大学
ニュートリノ科学研究センター
神岡宇宙素粒子研究施設

55

KAGRAの歴史
2014

Tunnel excavation done

2015

Inauguration of initial-phase facility
First test run at room temp. (iKAGRA)

2016

KAGRA Collaboration, PTEP 2018, 013F01 (2018)

2017
2018

First cryogenic test run (Phase 1)

2019MoA between LIGO and Virgo signed
Expect to join observing run O32020

KAGRA Collaboration, arXiv:1901.03569

56

12月17-24日の試験運転• 7 kpc程度の感度 (直前に電気系の不具合があったため)• 稼働率 80%程度
鏡のアラインメントを直すのに時間がかかった

JGW-G1911148

57

2G/2G+ Parameter Comparison
KAGRA

AdVirgoaLIGO

A+Voyager

Arm length [km]33444Mirror mass [kg]23424080200Mirror material

Sapphire

SilicaSilicaSilicaSiliconMirror temp [K]22295295

295123Sus fiber

35cm Sap.

70cm SiO260cm SiO260cm SiO260cm Si

Fiber typeFiberFiber

Fiber

Fiber

RibbonInput power [W]67125125125140

Arm power [kW]

340

700

710

1150

3000

Wavelength [nm]

1064

1064

1064

1064

2000

Beam size [cm]3.5 / 3.5

4.9 / 5.8

5.5 / 6.2

5.5 / 6.2

5.8 / 6.2

00068

none

none

none

16300

SQZ factor
F. C. length [m]LIGO parameters from LIGO-T1600119, AdVirgo parameters from JPCS 610, 01201 (2015)58

KAGRA Detailed Parameters•••••

K. Komori et al., JGW-T1707038

Optical parameters- Mirror transmission: 0.4 % for ITM, 10 % for PRM, 15.36 % for SRM- Power at BS: 674 W- Detune phase: 3.5 deg (DRSE case)- Homodyne phase: 135.1 deg (DRSE case)
Sapphire mirror parameters- TM size: 220 mm dia., 150 mm thick- TM mass: 22.8 kg- TM temperature: 22 K
- Beam radius at ITM: 3.5 cm- Beam radius at ETM: 3.5 cm- Q of mirror substrate: 1e8- Coating: tantala/silica- Coating loss angle: 3e-4 for silica, 5e-4 for tantala- Number of layers: 22 for ITM, 40 for ETM- Coating absorption: 0.5 ppm- Substrate absorption: 50 ppm/cm
Suspension parameters- TM-IM fiber: 35 cm long, 1.6 mm dia.
- IM temperature: 16 K
- Heat extraction: 5800 W/m/K at 20 K
- Loss angle: 5e-6/2e-7/7e-7 for CuBe fiber/sapphire fiber/sapphire blade
Inspiral range calculation- SNR=8, fmin=10 Hz, sky average constant 0.442478
Seismic noise curve includes vertical coupling, vibration from59
heatlinks and Newtonian noise from surface and bulk

KAGRA Cryopayload
Figure by T. Ushiba and A. HagiwaraPlatform(SUS, 65 kg)

3 CuBe blade springs

Marionette(SUS, 22.5 kg)

MN suspended by 1 Maraging steel fiber(35 cm long, 2-7mm dia.)
MRM suspended by 3 CuBe fibers
Heat link attached to MNIntermediate Mass
(SUS, 20.1 kg,16 K)

IM suspended by 4 CuBe fibers(24 cm long, 0.6 mm dia)
IRM suspended by 4 CuBe fibers
4 sapphire blades

Test Mass(Sapphire, 23 kg,22 K)

TM suspended by 4 sapphire fibers(35 cm long, 1.6 mm dia.)
RM suspended by 4 CuBe fibers
60

KAGRA Cryostat Schematic61

KAGRA Suspensions

62

KAGRA Interferometer

63

Possible
KAGRA
UpgradePlans

Y. Michimura+,
PRD 97, 122003 (2018);
JGW-T1809537

64

Y. Michimura+,
PRD 97, 122003 (2018);
JGW-T1809537

Possible
KAGRA
UpgradePlans

65

GW150914 with KAGRACQG 34, 174003 (2017)

Sky localization
HLV 0.57 deg2
HLVK 0.13 deg2

Distance error
HLV 179 Mpc
HLVK 98 Mpc(with designed sensitivity,90% credible)

66