特別推進研究研究会・宇宙線研究所共同利用研究会	
「高エネルギーガンマ線でみる極限宇宙2012」	

KAGRAデータ解析と，重力波検出器ネットワークによる	  突発天体現象重力波の検出	

田越秀行（大阪大学）	
2012/09/25,	  ICRR	

1	

目次	
• 重力波の紹介	  • KAGRAと世界的状況	  • ソース，重力波突発現象	  • トリガー探査	  • 多様な観測によるフォローアップ	  	  重力波の速報	  	2	重力波	重力波とは・・・一般相対論による時空のゆがみの波動	  伝搬の効果・・・物体に４重極的変形を及ぼす	  Ｙ	Mirror	  ＸLaser	  Mirror	  Photodetector	  重力波がｚ方向へ伝搬する
ときの質点の動き	

レーザー干渉計模式図	

3	

重力波の発生	  重力波の発生要因	
•質量分布の時間変化	の場合，より	  	  and/or	  高速運動	•非球対称的変化（４重極モーメントの変化）	

強い重力場	

強い重力波が	  放出される	

ニュートン力学同様，球対称の物体が球対称のまま変化しても，何も起こらない	

4	  国際観測網GEO 600m

LIGO (Livingston) 4km
advanced LIGO

2016年には観測開始	  Virgo 3km
advanced Virgo

LIGO (Hanford) 4km & 2km
IndIGO6

2017年頃には本格観測へ

TAMA 300m
CLIO 100m
3km
5	

★

地下サイト
岐阜県神岡鉱山
静謐で安定した環境

★

低温鏡
20K
サファイヤ単結晶★

3km 基線長★

スケジュール2010 : 建設開始

© ICRR, university of Tokyo

2015 : 常温でのテスト観測 (iKAGRA)	
2018- (or 2017後半?)- : 低温での高感度観測運転 (bKAGRA)	
76	

GTKAGRA	
arge-scale Cryogenic Gravitational wave Telescope)
Underground	In	  Kamioka	  mine.	  
ergroundStable	  environment.	  
in Kamioka,JapanLow	  seismic	  noise	  Silent& Stable(by	  approximately	  -­‐2	  @	  0.5-­‐50Hz	  10environment
compared	  ogenic
Mirror to	  TAMA	  site)	  	20K	Cryogenic	  mirror	sapphire
substratebaseline
ReducSon	  of	  thermal	  noise.	
2010 : construction
started2014 : first run in normal
temperature© ICRR, university of Tokyo2015年室温でテスト観測	  (iKAGRA)	  2017: observation with 低温での本格観測	
2018年度(or2017年度末)	  cryogenic mirror

LCGT
7	

KAGRA	  	  -­‐-­‐	  LocaSon-­‐-­‐	OverviewoftheLCGTproject:Location

SuperͲ
Kamiokande

ToyamaairportAtotsu	  tunnel	

Kamioka
Observatory,ICRR

40min.
bycar
5Presentmineentrance8	現在 トンネル掘削〜13%完了	
9	Noise	  spectrum	  	  -­‐-­‐aLIGO,aVIRGO,KAGRA-­‐-­‐	−1810LCGT(varBRSE)LCGT(varDRSE)aLIGO(ZERO_DET_high_P)
advanced Virgo−19

Strain noise spectrum [1/Hz1/2]

10−2010−2110

aVirgo	KAGRA	

−2210−2310

aLIGO	

−2410−2510010

110210Frequency [Hz]310Data	  for	  the	  KAGRA	  noise	  spectrum	  :	  	h]p://gwcenter.icrr.u-­‐tokyo.ac.jp/en/researcher/parameter	

41010	主な重力波源	突発的重力波源	  コンパクト連星合体	  	  	  	  	  	  	  	  中性子星(NS),	  ブラックホール（BH）	  星の重力崩壊	  	  	  	  	  	  	  超新星爆発	  パルサーグリッジ	  宇宙紐のカスプ，キンク	  連続的重力波源	  回転中性子星，連星系	  背景重力波	  初期宇宙起源	  天体起源	  11	

コンパクト連星合体	
• 波形 インスパイラル 	  	リングダウン	  (BH減衰振動)	  合体	数値相対論	RAPID COMMUNICATIONS

合体	

IMPROVED ANALYTICAL DESCRIPTION OF . . .

PHYSICAL REVIEW D 79, 081503(R) (2009)

波形よく分かっているとは・・・比較的少数のパラメータで(準）解析的に表すことができる	
IMPROVED ANALYTICAL DESCRIPTION OF . . .

リングダウン	(波形よく分かっている,	  BH摂動)	 RAPID COMMUNICPHYSICAL REVIEW D 79, 081503(R) (2009FIG. 1 (color online). Equal-mass case: agreement between NR (black online) and EOB-based (red online) ‘ ¼ m ¼ 2 metricwaveforms.

(波形よく分かっている,	  PN近似)	
インスパイラル	

specific values a5 ¼ 0, a6 ¼ "20 (to which correspond,when ! ¼ 1=4, a1 ¼ "0:036 347, a2 ¼ 1:2468). We
henceforth use M as a time unit.
Figure 1 compares (the real part of) our analytical metricquadrupolar waveform !EOB
22 =! to the corresponding(Caltech-Cornell) NR metric waveform !NR22 =! (obtainedby a double time-integration, à la [20], from the original
NR curvature waveform c 224 ). [We used the ‘‘twofrequency pinching technique’’ of [19] with !1 ¼ 0:047
and !2 ¼ 0:31.] The agreement between the analyticalprediction and the NR result is striking, even around themerger (see the close-up on the right). The phasing agree-電磁波放射:	  SGRB	  acerglow(X,opScal,radio)	  kilonova	  (opScal)	  between the moduli is at the 3 % 10"3 level; as late as timet ¼ 3900, which corresponds to 1.5 GW cycles before
merger, the agreement is better than 1 % 10"3 . The discrepancy between the two moduli starts being visible only
just before and just after merger (where it remains at the2:5 % 10"2 level). This very nice agreement should becompared with the previously considered EOB waveforms(which had a more primitive NQC factor, with a2 ¼ 0[19,20]) which led to large moduli disagreements( # 20%, see Fig. 9 in [20]) at merger. By contrast, thepresent moduli disagreement is comparable to the estimated NR modulus fractional error (whose two-sigma"212	NS-­‐NS	  for	  KAGRA	NS-­‐NS	  binary	  coalescence	  Horizon	  distance	  (S/N=8,	  opSmal	  direcSon,	  face-­‐on)	  iKAGRA	  	  	  29Mpc	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  bKAGRA	  	  280Mpc	  (In	  LIGO's	  deﬁniSon,	  18Mpc)	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  (173Mpc)	
(LIGO's	  deﬁniSon)=(KAGRA's	  deﬁniSon)x(	  	  	  	  	  	  	  )x(0.44)	  milestones(Assuming	  pMajor
hase	  is	  measured.	  	  Averaged	  over	  ofthe	  sKAGRA
ky	  and	  inclinaSon	  angle.)	  2012

2013

2014

2016

2017

2018

bLCGT

iLCGT
Tunnel and Facility(2014.3)

2015

1
Type-A+Cryoyr
Event	  rate	  for	  bKAGRA	  :	  	  	  9.8	 +146.6Vacuum2019

OBS(2016.9)(based	  on	  Kim	  (’08),	  Lorimer	  (‘08))	 13	Tuning and星	14	Basic	  value	  for	  the	  inspiral	  waveform		  (m1,m2)	  [Msolar]	

(1.4,	  1.4)	

(10,	  1.4)	

(10,	  10)	(100,	  1.4)	

frequency@ISCO[Hz]	

1570	  Hz	386	  Hz	220	  Hz	43	  Hz	duraSon(10Hz-­‐ISCO)[sec]	

1002	  sec	224	  sec	38	  sec	

46	  sec	

cycle(10Hz-­‐ISCO)	

16038	

3585	  	605	

743	  	orb.	  radius@10Hz[Mt]	

174	  Mt	

68	  Mt	

47	  Mt	

16	  Mt	

Mt=m1+m2	
ISCO:	  Inner	  most	  stable	  circular	  orbit.	

15	

LIGO観測結果 -­‐ガンマ線バースト-­‐	  ガンマ線バースト:	  1ミリ秒から1000秒という短時間だけ，	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  ガンマ線が１日１回程度地球に到達する現象．	  
長いバースト(Long	  Burst):	  継続時間2秒以上	  短いバースト(Short	  Burst):	  継続時間2秒以下	
短いバーストの発生源(候補)：連星中性子星，あるいは	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  中性子星ブラックホール連星の合体	
GRB070201	  	  SGRB，発生方向：M31の方向	  LIGO-­‐H1ロックしていた．	
(アンドロメダ星雲，770kpc)	  LIGOでのデータ解析の結果，	  この時刻には連星合体重力波は検出できない．	  
つまり，M31で起こったコンパクト連星合体現象	  ではない（信頼度99%以上で）．	 	  Astrophys.	  J.	  681,	  1419	  (2008)	  	  Konus-­‐Wind,	  INTEGRAL	  ,	  	  	  	  and	  MESSENGER	
16	  LIGO観測結果 -­‐ガンマ線バースト-­‐	  GRB051107	  SGRB,	  	  	  発生方向：M81	  (3.6Mpc)の近傍	  LIGO	  S5観測開始の前日でテスト運転中	  The Astrophysical Journal, 755:2 (8pp), 2012 August 10
LIGO-­‐L1,	  H2はロックしていた	  しかし，LIGOデータ解析の結果，	  
この時刻にNS-­‐NS連星合体,	  	  NS-­‐BH連星合体は検出できない．	  
従って，M81で起こったコンパクト	  連星合体ではない．		  Astrophys.	  J.	  755,	  2	  (2012)	  Figure 1. Central region of the M81 group, showing the original error trapezium(red dashed line) from the IPN and the refined 3σ error ellipse (solid black).
The blue boxes are the regions studied in the optical. Figure from Hurley et al.
(2010) Copyright (c) 2010 RAS.
17	  (A color version of this figure is available in the online journal.)重力崩壊型超新星爆発	
Ref.	  O],	  CQG,	  26,	  063001	  (2009),	  Fryer	  and	  New,	  LRR,	  14,	  1	  (2011)	

Various	  possible	  gravitaSonal	  wave	  emission	  mechanism.	  	  •	  Core	  collapse	  and	  bounce	  •	  RotaSonal	  non-­‐axisymmetric	  instabiliSes	  of	  proto-­‐neutron	  star	  •	  Post-­‐bounce	  convecSon	  Related	  to	  the	  explosion	  mechanism	  	•	  Non-­‐radial	  pulsaSons	  of	  proto-­‐neutron	  star	  •	  Anisotropic	  neutrino	  emission	  	  	  etc.	

Collapse	  and	  bounce	  wave	  form	  from	  	  Dimmelmeier	  et	  al.	  2008	  [PRD	  78,	  064056]	  	18	星の重力崩壊	
−1810LCGT(varBRSE)LCGT(varDRSE)aLIGO(ZERO_DET_high_P)
advanced Virgo−19

Strain noise spectrum [1/Hz1/2]

10LocaSon	  of	  characterisSc	  frequency	  and	  amplitude	

−2010

Gravita=onal	  Collapse	  at	  10kpc	

−2110aVirgo	

KAGRA	

−2210−2310aLIGO	

−2410−2510010110210Frequency [Hz]KAGRA,	  aLIGOは数100kpcまで観測可能	

310410Dimmelmeier	  et	  al.	  (‘08)	  19	PRD	  78,	  064056	  	天文観測との連携の重要性	
•Triggered	  search	  重力波以外の信号（電磁波，ニュートリノ）の観測から時刻、方向が	  分かれば，重力波検出に極めて有利(しきい値が下げられる).	  
(e.g.,	  Kochanek,Piran	  (1993))	  	  例：ガンマ線バースト:	  星の重力崩壊 or	  コンパクト連星合体	  	  	  	  	  	  	  ニュートリノ：銀河系近傍での超新星爆発	  広視野光学赤外望遠鏡:	  超新星爆発,	  GRB監視	  	  実際，LIGO-­‐Virgo	  の2009-­‐2010データの解析では，	  154個のGRBの時刻，方向の情報を使ったトリガー探査では，	  使わない解析より２倍程度しきい値が下げられた．	  
（距離で２倍遠くまで観測できた）	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  arXiv:1205.2216	  	  20	  天文観測との連携の重要性	

• フォローアップ観測	  	  重力波をまず検出し、その時刻、方向を速報して電磁波で観測を行う．	  
重力波の広視野性を生かす．	  	  重力波検出の確からしさの向上，重力波源の性質の究明．	  

21	  重力波検出器ネットワークの必要性	
重力波観測による方向決定	  	  突発的ソースに対しては，レーザー干渉計は１台では	  波の到来方向が分からない．	  	  波の到来方向を知る方法	  •	  地球の運動によるドップラー効果(1台でも可能)	  	  (長時間継続する重力波のみ有効(パルサーからの重力波))	  •	  ３台以上の検出器での検出時刻の差の情報	  	  他にも複数検出器ネットワークは	  全天カバー率の向上	  重力波検出の信頼度向上	  に重要．	
国際的共同観測は必要不可欠		  22	レーザー干渉計アンテナパターン	23	

方向決定精度	
NS-­‐NS連星合体	  @180Mpc	
median	  of	  δΩ	  [Deg2]	

LHV	

LHVK	 LHVI	

(1.4,	  1.4)	  Msolar	

30.25	

9.5	

9.0	

L:LIGO-­‐Livingston	  H:LIGO-­‐Hanford	  V:	  Virgo	  K:	  KAGRA	  I:LIGO-­‐India	  (95%CI)	

Ref.	  J.Veitch	  et	  al.,	  PRD85,	  104045	  (2012)	  シミュレーション	
direcSon，inclinaSon，polarizaSon	  angle	  are	  given	  randomly	  方向決定精度はだいたい 	  10	  -­‐	  30	  Deg2	  (@180Mpc).	  
see	  also	  Wen	  and	  Chen	  (2010)	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  Fairhurst	  (2011)	  24	

速報の可能性	
電磁波などとの相互フォローアップを考え，	  例えば連星中性子星合体の高速処理をするなら，	  質量範囲を狭めるなどをすれば，原理的には数分以内で可能．	  	  データ転送，前処理を高速処理する工夫が必要．	
m1,	  m2	1-­‐2Msolar	

1.3-­‐1.5Msolar	

テンプレート数	 4800	

36	CPU	  power	

8.8Mﬂops	

1.2Gﬂops	

信号継続時間（約１０分）と同じ時間で解析を終了するために必要な演算速度	
25	

予報の可能性	
(1.4,1.4)Msolar	  case	Time	  to	  coalescence	  and	  GW	  frequency,	  S/N	  loss	  rate	
GW	  freq.	

ρ/ρ0	60	  sec	
29Hz	
0.15	

30	  sec	
37	  Hz	
0.21	

10	  sec	
56Hz	
0.37	

5	  sec	
73Hz	
0.50	

1	  sec	
133Hz	
0.76	ρ0:	  S/N	  when	  integraSng	  to	  ISCO	

(1.4,1.4)Msolar	
Cutoﬀ	  frequency	  :	  56Hz	  (10	  sec	  before	  ISCO)	

S/N	  is	  less	  than	  37%	  of	  total	  value	  Further,	  source	  localizaSon	  accuracy	  becomes	  worse.	  	  Nevertheless,	  if	  the	  event	  occur	  near	  our	  Galaxy,	  we	  will	  have	  a	  chance	  to	  detect	  such	  event	  before	  coalescence.	  	
26	

実例：LIGO	  –	  Virgo	  観測 	
Ref.	  A&A	  539,	  124	  (2012),	  A&A	  541,	  155	  (2012)	

LIGO	  S6,	  Virgo	  VSR2	  の２つの期間に，電磁波観測によるfollow-­‐upを目指して，low-­‐latencyパイプラインによる重力波イベント候補探査と，候補イベントの位置の速報が行われた．	  
(	  12/17/2009-­‐1/8/2010,	  	  9/2-­‐10/20/2010)	  rst prompt search for EM counterparts to GW transients6

et al. 2009;
FOV camera
Observatory.
miting magnithe PTF team
te of 1 trigger

ing a camera
imiting magnear Warsaw.
m that will siarget rate wasFig. 1. A map showing
the approximate positions of telescopes
参加した観測機器	
that participated in the project. The Swift satellite observatory is27	

実例：LIGO	  –LSC+Virgo+others:	  Virgo	  観測	  First-­‐-­‐フローチャート-­‐-­‐	prompt search for EM counterparts to GW

The algorithm perform
wavelet domain. It coh
to reconstruct the twoh× (t) and the source co
structed from the coher
tio functional (Flanagafor each possible sky
cation in a grid that cscription of the likeliho
重力波探査	
位置決定	and the performance o
where (Klimenko et al.
人が待機していて	  Fig. 2. A simplified flowchart of the online analysis
with approxThe search was ru
確認する	
imate time requirements for each stage. Data andinformation their assumptions abouon data quality were generated at the Hanford, Livingston, and search places minimal a
Virgo interferometers (H1, L1, and V1) and copied to central- the “linear” search assu
ized computer centers. The online event trigger generators pro- GW polarization state (MBTA(連星合体)の場合の	  duced coincident triggers which were written
into the GraCEDb strained search is morearchive. The LUMIN and GEM algorithms
selected statistically used in previous burst a
自動化された部分のみの時間	  significant triggers from the archive andchose pointing loca- to better estimate sour
典型的には４分程度．	
tions. Significant triggers generated alerts,A&A	  and5werevalidated41,	  155	  (2012)	 For the online analysis,28	
manually. If no obvious problem was found, the trigger’s esti-実例：LIGO	  –	  Virgo	  観測-­‐-­‐電磁波で観測すべき場所を選ぶ-­‐-­‐	
レーザー干渉計による位置決定精度は数10〜100平方度	  (iniSal	  LIGO,VirgoなのでaLIGOよりさらに悪い)．	  
ほとんどの天文観測機器の視野角(FOV)より大きい．	  	  	  銀河カタログ(The	  GravitaSonal	  Wave	  Galaxy	  Catalog	  (GWGC))	  を用いて，探査すべき領域をしぼる (典型的には3-­‐4deg2まで)．	  	  	  GWGC:	  既存の複数の文献から集めてまとめたもの．	  
100Mpc以内の53,225個の銀河、150個の銀河系内球状星団を含む．	  
SDSSデータとの比較で、40Mpc以内の銀河については	  ほぼcompleteと思われる．	

29	KAGRAでの高速データ解析，速報	
KAGRAでも，高速データ解析と天文観測への速報ができるようなシステムを構築する．	  	  とりあえずは，自動化部分は数分で終わらせることが目標．	  	  フォローアップ観測すべき方向は，重力波だけでなく，事前に銀河カタログなどを用意して絞り込める可能性がある（要検討）.	  	  以上はKAGRAの国際重力波観測網への参加が前提	  taken	  from	  arxiv:1206.6163	

30	

KAGRA	  Data	  ﬂow	  Kashiwa

Kamioka
pre-processserver(s)(calibration,DetChar)

Main storage
servermassstorage

data sharing
between LSC, Virgo

ICRR’scomputers(for analysisqueues)

spool

Primary Archive = Tier 1

NAOJ ?
for Multimessenger Astro.

Tier 1.5 Low
Tier 3 partiallatency distribution distribution
Osaka City U., Osaka U.
for GW searches

Tier 3 partial
distribution?

Tier 2? or 3?
31	  Tier 2 mirroring

Oversea KAGRA collaborator sites:
Korea, India, China etc.

Tier 3 partial
distribution

まとめ	• 第２世代レーザー干渉計重力波検出器の観測は数年後始まる	  advanced	  LIGO	  	  	  	  	  	  2016年頃	  KAGRA	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  2018年頃	  • 電磁波観測との連携により，重力波検出の信頼度，検出可能距離が増大する．	  
• それと同時に，重力波発生天体の正体を明らかにしたり，メカニズム解明に寄与できる．	  
• 新学術領域（新しい科研費）開始 2012-­‐2016	  「重力波天体の多様な観測による宇宙物理学の新展開」	  国内の天体観測装置との協力体制構築	  	  • データ解析システム構築，LIGO-­‐Virgoとの協力関係構築を進める．	  
32	End	33