重力波物理学研究会
2003/1/30＠京大基研

TAMA300の現状
国立天文台
新井宏二(TAMA project)Overview of this talkl Introduction
レーザー干渉計型重力波検出器
TAMA300検出器の概要
国際的な干渉計開発の状況

l TAMA300 detector
Activity1:50日間の観測(2001/8-9)

データ解析の紹介
Activity2:

リサイクリング実験(2001/12~)

Forthcoming DT8

l Introduction
レーザー干渉計型重力波検出器
TAMA300検出器の概要

Gravitational wave detection (1)l 重力波の直接検出
中性子星連星の電波による観測〜 重力波の存在の間接的証明
重力波の直接観測〜 強重力場における一般相対論の直接検証〜 重力波波形により得られる天体の様子
電磁波による観測とは質の異なる情報

Gravitational wave detection (2)l 共振型検出器
GW

金属の塊の4重極モードの励起[ 信号帯域：狭い~ 共振周波数付近でのみ働く検出器

vibrationsensor
metallic barl レーザー干渉計型検出器
Suspended
mirror

GW

干渉計腕の固有距離の差動変動[ 信号帯域：広い~ 重力波波形が保存される

Beamsplitter

Suspended
mirrorLaser
Photodetector

TAMA300 detectorl 基線長300mのレーザー干渉計型重力波検出器
サイト: 国立天文台三鷹キャンパス(東京)l プロジェクトの目的近傍銀河で発生する重力波イベントを検出可能な実証型検出器を開発すること
将来のkm級干渉計を建設するために必要な技術を開発すること

l 理論感度限界~ hRMS = 3 x 10-21 @300Hz (BW300Hz)TAMA300 detector ~ overview

Fabry-Perot
光共振器

Gravitational
Wave

長さ300mFabry-Perot光共振器
長さ300mリサイクリングミラー

真空槽・真空ダクト
鏡懸架システム

モード
クリーナー
長さ10m

防振装置

レーザー
光源
出力10W鏡光検出器

データ取得・記録システム
データ解析システム

Center room

300m vacuum tube

Vibration Isolation Systeml 3段構成の防振装置
アクティブ制御
エアスプリング+防振スタック（ステンレス ブロックと防振ゴムのサンドイッチ）+2段振り子鏡懸架装置得られた防振性能:
150Hzで10-8以良の減衰比

Mirrorl 熔融石英 (SiO2)製 φ 100mm x 60mm
機械的に低損失観測帯域での熱雑音を低減するため(機械的散逸大＝熱揺動大)

光学的に低損失
超低反射損失 (~30ppm)

制御系
光路長制御
アラインメント制御
強度安定化
ドリフト制御QPD

EM2

To End Mirror

QPD

Mixer

BS
orientation
control

MC alignment
control(digital)

Mixer

FM2

δLyMixer

Differential motion
control (δL-)

QPD
Mixer

PO2YAGFIEOM

IMEOMBS

MMT

QPD

300 m arm cavity(WE arm)

PDPD

Fiber LD

FM1PO1OM

VCM

15.235MHzLD pumped
10 W laser

Mixer

PD

EOM

12 MHzMixer

PD

From
alignment
controller

EOM

WE arm cavity
alignment control

10 m
ringcavity

20 MHz

NPRO
700 mW

Interference fringe
control (δl-)

Mixer

Mixer

EM

SUM

Laser frequency
stabilization

To inputorientation
control

10 m Mode cleaner

20 MHzInjection locking
control

Lengthdrift
control(digital)

NS armcavityalignment
control

300 m
arm cavity(NS arm)

Inputorientation
control(digital)

Injection-locked
10 W laser

Fabry-Perot-Michelson interferometerwith an arm length of 300 m

To MCalignment

50 kHz

QPD

MixerPDPD

Mixer

δLx

Gravitational wave signal (δL-)

MC mass loop
SUM

Feed around loop

QPD

Common motion
control (δL+)

EM1

Control electronics

現在稼動中(稼動間近)の干渉計型重力波検出器
l 4計画で 6台の検出器
VIRGO(Italy & France)

GEO
Germany & Great Britain

TAMAJapan

LIGO
U.S.A.

Site: Pisa
L=3km

Site: Hannover
L=600mSite: Tokyo
L=300mSite:
Hanford 1
L=2km
Hanford 2
L=4km
Louisiana
L=4km

LIGO （U.S.A.) L=4km+2km & 4km
人里離れた静かなサイト
ただし風が吹くと比較的揺れるLouisianaは木材の伐採と深夜の貨物列車が悩み

LIGO Hanford
1999から稼動を開始⇒着実に感度と安定度を改善しつつある
これまでに9回のengineering run
Scientificデータのための観測を2002年夏開始
2003年2月〜4月に2ヶ月間の観測を予定

LIGO Louisiana

GEO (German-British alliance) L=600m
Hannover大の農場
都市から20kmながら昼夜ともに振動の少ない
良サイト
風には弱い

2002から本格稼動し、engineering runとscientific runを経験
光学構成を変更しSignal Recyclingといわれる技術を導入中
2003年2月〜4月に2ヶ月間の観測を予定

VIRGO (French-Italian alliance) L=3km
Pisa近郊Cassinaの田園地帯に建設⇒基本的に静か
高さ7mに及ぶ巨大防振装置を備え、10Hz付近の低周波から重力波検出を狙える

大型検出器としては未稼働⇒2002年春腕の建設が終了⇒これまでは、もっぱら中央の部屋での実験に終始
4回のengneering runs2003年から腕を含めた実験に移行

TAMA (Japanese) L=300m
l サイト：国立天文台三鷹キャンパス(東京)(E139.32.21 N35.40.25)

WestEnd
RoomCenterRoomSouthEndRoom
市街地の真っ只中に位置・交通量多しHistory of TAMA development
1995
1996

Recombine I
98/5 - 99/1

1997

Mode Cleaner
97/4 - 97/12

300m
FP cavity

10W Laser

Mode Cleaner+ 10W Laser
98/1 - 99/1

300m
FP cavity

Project started
Facility construction
completed
Vacuum systemcompleted

1999/8
Data Taking 111h
1999/9
Data Taking 231h
2000/4
Data Taking 313h
2000/8,9 Data Taking 4 167h
2001/3
Data Taking 5 111h
2001/8,9 Data Taking 6 1038h
2001/10- Recycling experiment

Recycling I
01/10 - Present

One Arm
2002/8-9 Data Taking 7
97/8 - 98/4

10m
Mode Cleaner

Recombine II
Recombine III

99/2 - 00/600/9 - 01/925h

l Status of TAMA300 (I)DT6: 50日間の観測 (2001/8-9)
DT6データ解析の紹介

これまでのTAMAによる観測 (DT: Data taking)パワーリサイクリングなし
DT1 1999 Aug. 6-7

1夜

11 hours

DT2 1999 Sep. 17~20

3夜

31 hours

DT3 2000 Apr. 20~23

3夜

13 hours

13 夜

167 hours

DT5 2001 Mar. 2~8

6日

111 hours

DT6 2001 Aug. 1~Sep. 20

50日1038 hours

DT4 2000 Aug. 21~Sep. 4

これらの観測は他のプロジェクトのscience runに先駆けて行われた

パワーリサイクリングあり
DT7 2002 Aug, 31~Sep. 2

1日

25 hours

DT6の成果
l 銀河系内のイベントに対して十分な感度での観測
歪み感度:

h = 5 x 10-21 /Hz1/2

NS合体をSNR10で観測可能な距離:33kpc

l 干渉計の安定な運転 ~ 高い稼働率
総観測データ量:1038時間 (86.5%)(干渉計が動作していても調整をしていた時間は除外している)l 神岡20mプロトタイプ干渉計との同時観測
同時稼働:⇒高橋弘毅氏のtalk

709時間 (59.1%)

Achieved sensitivity (DT6時点)
l 変位雑音レベル dx = 1.5 x 10-18 m/Hz1/2(@700Hz)歪み感度
h = dx/300= 5x10-21 /Hz1/2-1110-1210-131/2

Strain sensitivity [1/Hz ]10-1410-1510June. 2, 2001-1610-1710-1810-1910-2010-2110-2210

110102310

Frequency [Hz]410510DT6: SNR to compact binaries
l コンパクト連星ispiralに対するmatched filter解析でどの距離までならSNR=10で観測できるか?
60

2001/8/3
DT6

Observable Distance [kpc]50

Steller BH binary
10Mo ~34kpc

40

NS binary
1.4Mo ~33kpc

30
20

Macho BH binary
0.5Mo ~17kpc

10010-1

2

3

4

5 6 7 80234

5 6 7 810
mass of a member star [Msolar]

1012

Observation calendar
Date in JSTMon

Tue06

WedThuFriSatSun

0708

09

10111213141516171819202122232425262728293031

Sep. 01

02

03

0405

06

0708

09

1011121314151617181920

Aug. 01

02

Operated (over 10min)

03

04

05

High–freq. data taking

Causes of obs. time loss

32i

i

i

i

i

Laser

i

Human error

i
Laser

i

Tape exchange

Typhoon + Laser

4i

Human error + Laser

5i

Laser
Typhoon + Human error + Laser

6i

Human error
Human error

7Obs. time in each shift [hours]i

Preparation
HDAQ + Prep.
Measurement

8Construction
Measurement
Fire detector check

Total obs. time: 1038:07:35, Duty cycle: 86.5105%

10010203040506070809101112131415161718192021222324252627282930310102030405060708091011121314151617181920
AugSepObservation date

SNR trend during DT6SNR

SNR

SNR

SNR

l About 80% is adequate to analyses
40
35
30
25
20
15
10
50
08/01

08/02

08/03

08/04

08/05

08/06

08/07

08/08

08/09

08/10

08/11

08/12

08/13

08/14

08/15

40
35
30
25
20
15
10
50
08/15

08/16

08/17

08/18

08/19

08/20

08/21

08/22

08/23

08/24

08/25

08/26

08/27

08/28

08/29

40
35
30
25
20
15
10
50
08/29

08/30

08/31

09/01

09/02

09/03

09/04

09/05

09/06

09/07

09/08

09/09

09/10

09/11

09/12

09/24

09/25

09/26

40
35
30
25
20
15
105
0
09/12

10-10 Msolar
1.4-1.4 Msolar
0.5-0.5 Msolar
09/13

09/14

09/15

09/16

09/17

09/18

09/19

=> To data analysis

09/20

09/21

09/22

09/23

DT6データの解析
l Matched Filtering解析
1~2Moのコンパクト連星合体
TAMA-LISM coincidence解析~0.5MoのMacho BH連星合体
BH ringdown解析(田越 et al.)
(高橋(弘), 田越 et al.)
(辰巳 et al.)(常定, 中野, 神田 et al.)l Burst analysis
雑音とバースト重力波の時定数の違いを利用した検出法(安東 et al.)l Periodic source
SN1987aのremnantからのpossible連続波解析(副田 et al.)l Wavelet解析
Chirp信号のWavelet解析(神田 et al.)Gravitational wave search:
Compact binary Inspiral
Matched filtering analysis （Tagoshi, et al.)
We analyzed 1000 hours data of DT6 by matched filtering to searchfor compact binary inspirals
Upper limit to the event rate:•DT2: 0.59/hours (0.3-10Msolar) (Phys.Rev.D63,062001(2001))•DT4: 0.027/hours (0.3-4.7Msolar)•DT6: Upper limit to Galactic event rate:0.0095/hours (1-2Msolar)

TAMA-LISM coincidence analysis (Takahashi’s talk)is also doneMatched filter• Detector outputs: s ( t ) = A h ( t ) + n ( t )h(t ) ： known gravitational waveform (template)Post-Newtoniann(t ) ： noise.
approximation• Outputs of matched filter:z~*~s ( f )h ( f )ρ ( m 1 , m 2 , tc , . . . ) = 2
df
Sn ( f )•Sn ( f ) noise spectrum density• signal to noise ratio SNR = ρ / 2• Matched filtering is the process to find optimal
parameters which realize

FH max ρ(m , m , t ,...)IK
m1 , m2 ,tc ,...

12cLog10[Number of events]ρ / χ 2 = 16)2ρ/ χUpper limit to the Galactic event rate
threshold=16 (〜S/N=11) (fake event rate=0.8/year)
Efficiency for Galactic events ε = 0.23 (from simulation)•We also obtain upper limit to the average number ofevents over threshold by standard poisson statistics analysis
N=2.3 (C.L.=90%)•Data length used : T＝1039 hours
Upper limit to the Galactic event rateN==0.0095 [1/ hour] (C.L. = 90%)Tεc.f.

Caltech 40m : 0.5/hour(C.L.=90%)

Allen et al. Phys. Rev. Lett. 83, 1498 (1999).

Burst wave analysis (4)--- DT6 data analysis --Data Taking 6 (Summer 2001)
Analyze last 1-week data
Bandwidth : 500Hz
Rejected data : 20%(False dismissal rate : 1ppm)

Event rate for 10msec GWs
hrms〜 1x10-17 : 1 events/hour
hrms〜 3x10-17 : 10-2 events/hour

Event Rate [Ratio]

Still worse than stable hours
in DT4, and Gaussian noise level03

1010–12

Original data

1010–210

1–3101010–4

10–51001/1000
DT4 stable(10hours)–1

After noise rejection 10–2

10Gaussian noise

10–20

10–19

10–18

1/2

Noise level [1/Hz ]4

Event Rate [events/hour]

Improvement offalse event rate : 1/1000

Continuous wave from SN1987A
l Continuous GW wave searchat around 935Hz from SN1987a remnant(Soida, et al.)
Expected Waveform: Sinusoidal(f=934.908Hz +/- 0.05Hz)+ time dependence of the sensitivity+ doppler correction(the earth's daily/yearly round)+ spindown correction(assume spindown rate: 2.5x10-10 [Hz/s])

Search: DT6 50days data

Search result

h=3.8x10-23(False alarm rate 1.8%)
Theoretical upper limit from spindown rate: h=9.4x10-27

l Status of TAMA300 (II)
リサイクリング実験(2001/12~)

Forthcoming DT8

パワーリサイクリング
l 干渉計内の光量を増強する技術

300m arm

300m arm

Laserパワーリサイクリング
l 干渉計内の光量を増強する技術
部分透過鏡(パワーリサイクリングミラー)

300m arm

300m arm

Laser

干渉計腕内部の光量の増加 n倍⇒重力波信号n倍⇒光子の散射雑音√n倍
結果として信号雑音比√n倍パワーリサイクリングの原理
l なぜリサイクリングミラーを挿入すると、干渉計内部の光量が増加する???
例として単純なマイケルソン干渉計

高反射率鏡(光は抜けてこない)「ブライト」フリンジ(明干渉：ほとんどの光が返ってくる)

高反射率鏡(光は抜けてこない)「ダーク」フリンジ(暗干渉：光は出てこない)パワーリサイクリングの原理
l なぜリサイクリングミラーを挿入すると、干渉計内部の光量が増加する???
高反射率鏡(光は抜けてこない)(暗干渉：光は出てこない)
「ダーク」
フリンジ

リサイクリングミラー「ブライト」
フリンジ

光は出てこない高反射率鏡(光は抜けてこない)

問題：干渉計に入射した光が出て行く場所がない。
いったい光はどこへ行ってしまうのか?

パワーリサイクリングの原理
l レーザー光は干渉計内部に閉じ込められてしまう
この様な状態を「光リサイクリングしている」という散逸パワーの合計= 入射パワー

Pinc = εloss Pinternal

Pinc
Pinternal =εloss

g Pinc

内部散逸と入射パワーがつりあうまで内部光量が増加
内部の散逸が小さいほど増加率は高くなるDisplacement noise level of TAMA300(August, 31 2002)-710-810-91/2Displacement noise [m/Hz ]10

2001/06/02 (Recombine3)
2002/08/31 (Recycling1 HP)
Phase2 limit

-10

10-11

10-12

10-13

10-14

10-15

10-16

10-17

10-18

10-19

10-20

10

010

1102

103

10

Frequency [Hz]410510-11

10Feb. 14, 1999
Sept. 3, 1999
Oct. 15, 1999
March. 16, 2000
Sept. 4, 2000
June. 2, 2001
Aug. 31, 2002
Phase2 Limit

-12

10-13

1/2

Strain sensitivity [1/Hz ]

10-14

10-15

10-16

10-17

10-18

10-1910-20

10-21

10-22

10

110102

310

Frequency [Hz]410510如何にして雑音の寄与を見積もるか
l 信号注入による雑音レベルの見積もり
変位雑音dx

人工的に正弦波を注入dx

例：
レーザー
周波数雑音

dx
f

周波数fdxdxf

干渉計出力
信号ff

Displacement noise level of TAMA300-7(September, 29 2002)

Preliminary

10-8

10-9102002/9/29 Displacement sensitivity
Alignment noise (2001/06/03)
Detector noise
Shot+Detector noise
Modulation noise
Recycled Michelson noise
Intensity noise
Frequency noise
Filter noise (feedback)
Seismic noisedl- feedback noisedl+ feedback noise

-10

1/2

Displacement noise [m/Hz ]10-1110-12

10-13

10-1410-15

10-1610-1710-1810-1910-2010010110231010
Frequency [Hz]410510Stabilityl リサイクリングによって感度も高まるが、光学構成が複雑になるため、安定度が損なわれる
干渉計内部光量が鏡の姿勢の変動に敏感になる

Transmitted
light level [a.u.]

3.0
2.5
2.0
1.5

8h 38m

min
avg
max

1.0
0.5
0.0

21:00 22:00 23:00
2002/08/31

0:00

1:00
Time

2:00 3:00 4:00
2002/09/01

5:00

現在までに8時間40分の連続動作が得られている(リサイクリングなしでの記録は24時間50分)

国際同時観測l 複数の大型検出器による同時観測
u S1 (Scientific run 1)
2002/8/22-2002/9/9
LIGOとGEOによる同時観測
TAMAも部分的に参加

u S2 (Scientific run 2)2003/2/14-2002/4/14
LIGO+GEO+TAMAによる同時観測S1 & DT7
Common Lock of 5 interferometers: 9hrs 50min
Longest Common Lock stretch:2hrs 24min
Coincidence Run (TAMA300, LIGO, and GEO600)

T1

G1

L1H2

H1

12:00 14:00 16:00 18:00 20:00 22:00

0:00

2:00

4:00

6:00

8:00

10:00 12:00 14:00 16:00 18:00 20:00 22:00

Time [hour] (from 31 Aug. 12:00 UTC)l Summary

Summaryl 干渉計型重力波検出器 TAMA300
これまでに7回の観測 ⇒ DT6: 50日, 1000時間以上のデータ
リサイクリング実験⇒ 感度の向上h = 3.3 x 10-21 /√Hz @1.5kHz

l Data Analysis using DT6 dataBinary inspirals
Burst searchContinuous wave search, etc...
l もうまもなく...
LIGO・GEOとの長期同時観測

Data Taking 8 シフトメンバー募集

R. Takahashil Data Taking 8
TAMA300の観測データの取得
LIGOおよびGEOとの共同観測

l 実施期間2/14(Fri) 23:00(JST) ~ 4/15(Tue) 7:00 (JST)l シフト体制
1日3交代制
時間割 (23:00~7:00, 7:00~15:00, 15:00~23:00)
コアメンバーおよびサブメンバーの2人で担当
コアメンバー(20名)
干渉計の調整・操作
サブメンバー(のべ178名) 干渉計の監視・記録

サブメンバーを募集します(旅費の手当てあります)l 3/16まで: 空きがある時間帯のシフト
l 3/16以降: 希望日時を調査(2/16締め切り)
連絡先を記名してもらえれば、詳細を連絡さしあげます