重力波は

Photograph by Oren Jack Turner, Princeton, N.J.

を大きく出せるのは、星やブラックホールやビッグバ
ンといった宇宙の主役や宇宙の一大博士のことは皆さん

事 で す。 人 が 耳 でもよく御存じだと思い聞く音は、空気の振ます。20 世紀初めに、「一動ですが、重力波は、

般相対性理論」を提唱し、空間の振動です。重力質量に光の速度を二度かけ波が来ると、離れた所ににいる人同ると、その質量から取り出せるエネルギーとなることを発見し、現在では、それは原子力エネルギー
として我々の生活を支えています。あるいは、士の間の距離が伸び縮みしたように見えます。

早く移動する人の時間は、止まっている人の宇宙を研究する科学者達

時計より遅く進むことも発見しました。それは、今まで、人間の目がとは、現在では、カーナビゲーションにおいて、らえる光の仲間を使って宇高速で地球を周回する人工衛星からの電波か宙を観察してきました。しら、自分の位置をわり出す時になくてはならかし、その宇宙の主役や一ない補正要素として役立っています。

大事が玉響な音を出していは、全く役に立たちません。実は、この重力響の音を聞こうとするのは

波も、アインシュタイン博士の一般相対性理

自然なことです。また、光論から発見された、「宇宙の玉響（たまゆら：の仲間では「聞こえなかっ万葉言葉で、玉同士がこすれ合うかすかな

た」新しい世界が発見でき音）」のようなものです。ただ、人がこの ” 響 ”

るかもしれません。これが、を発生させ、利用するには、人はあまりに ”

この冊子で提案するプロ

小さすぎ ” たようです。この「響（ひびき）」

ジェクトの始まりです。

らる装置を作って、直接、玉ゆ道具として役立つという点では、
「重力波」

ま

るのなら、人の耳に相当すた

このように、私たちの生活において直接の宇宙の玉響

アインシュタイン

NASA Image

中性子星連星の合体

回転系
ちょっといびつな形をした非常に重い星から発生します。
重い星同士が回り合う「連星」
からも、発生します。その連星が合体する時には、最大の重力波が発生します。

Image : NCSA

パルサー
ひびき

た ま ゆ ら全宇宙へ響き渡る玉響
Image : NCSAt 玉響（たまゆら）な音を発生

ビッグバンで始まった直後から宇させて、それらを激しく壊さなする源は、星や、宇宙の一大事と宙で発生した一大事の放った重力ければなりません。ところが、いいましたが、もうちょっと科学

波は、137 億年経過した現在も、宇宙の一大事は、自然が用意し者らしい言い方をすると、「激し宇宙中に響き渡っているのです。

てくれた、この激しい炸裂を伴

い重力の変化」といえます。一方、

では、なぜ科学者たちは、宇宙う実験そのものとして利用する

光の仲間は「電磁波」といいます。

の一大事を見たいと思うのでしょことができ、結果、そこから様々

電磁波は、反射させたり、遮蔽しうか？たとえば、子供は、おもちゃな情報を得ることができる稀有たりすることができます。ところの仕組みを知りたくなると、壊しな事件なのです。その際、重力が、重力波は、すべてのものを貫て中を見ます。科学者が知りたい

波は、先ほどのべた電磁波とは通し、ひとたび発生すると、そのと思う物質や空間も、その仕組み

異なる性質を生かすことで、全効果を消したり遮蔽したりするこを知ろうと思うと、人間では、絶く新しい観測手段になり得るのとができません。つまり、宇宙が対実現不可能なエネルギーを炸裂

です。

爆発系

超新星爆発

宇宙や星が大きくその様を転換する時にも発生します。その最強のものは我々の宇宙の誕生であるビッグバンです。星がその一生を終えるときに、星が爆発して吹き飛んでしまう超新星爆発という現象でも発生し

ビッグバン

ます。

NASA Image, Cassiopeia A

重力波の研究を
進める意義
光だけでは
見えない世界！

重力波は、光速で伝搬すると思われていますので、追いつかれることもありません。よって、「事件の第一報は重力波によりもたらされる」こ

光は目で見る物ですが、音は耳で聞とになります。超新星の爆発、中性

くものです。絵画と音楽の関係と言う

子星同士の合体の瞬間、ブラックといい過ぎかもしれませんが、それぞホール誕生の瞬間などで活躍が期待

れが人に与える知の「豊かさ」は、とできます。

もになくてはならない相補的なものです。今までの天文学や物理学の世界とは事実ですが、同時に、その限界も分かってきました。例えば、宇宙がインターネットのおかげで世界の誕生して 40 万年間は、宇宙が「熱すありとあらゆる知識が一瞬で手に入ぎ」て、光は直進することすらでき無るようになってしまうことに慣れたかったと推測されています。それはす現代社会に生きていると、「こんななわち、それ以前の宇宙の姿は、光のことぐらいとっくの昔に誰かが正確仲間で見ることはできないことに他なに解明しているよ！」という錯覚りません。それを可能にするのが、何に陥ります。しかし、ガリレオが、物にも遮蔽されることなく宇宙に響き

400 年前に重力の特性について研

渡る、空間の「音」に例えられる重力究し始めた頃から、重力の本質は、波（背景重力波）なのです。この背景

他の物理学の分野に比べると圧倒的重力波の波形を調べると、宇宙の膨張に進んでいません。例えば、万有引かすことで目覚ましく発展してきたこ具合も調べることができます。
それは、すなわち宇宙の未来を調べているともいえます。より過去にさかのぼって宇宙の姿を観察し、未来を予測する天文学。重力波天文学にはそういう重要な役目があります。

宇宙の一大事！
第一報は重力波で重力波は、宇宙の一大事から発生す
るといいました。しかも、その一大事の発生した時に、最初に放出されるのが重力波やニュートリノです。
しかも、けて測定精度の低い定数です。他の定数の精度が 8 桁くらいあるのに、4 桁しかありません。その最大の理由は、普段、人が住んでいる環境では、量子力学という原子や電子の世界を支配する力（専門的には、電磁力、強い力、弱い力といいます。この力の解明と応用により、現代社会の電子機器の性能を飛躍的に向上させることに成功しています）に比べると、圧倒的に重力の効果は弱く、他の力に埋もれてしまうからです。
ところが、重力波は、重力が、これらの三つの力にならぶほど大きくなる極めて強い重力源（中性子星やブ

実は重力の研究はあまり進んでない

は、光の極めて優れた特性を存分に生力定数は、基礎物理定数の中で頭抜ラックホール、果てはビッグバン）
から発生するので、重力の特性を知るには格好の道具になるのです。

予想外の発見こそが醍醐味
相対性理論を取り入れなければ正確にはわからない宇宙の様々な現象
は、近年のコンピューターの性能の著しい向上と、理論物理学者の高度な計算技術により、非常に精度よく再現できるようになっています。しかし、科学者が真に期待するのは、

「暗黒物質」や「暗黒エネルギー」のように予想がつかないものです。
これらの大発見は、単に世界観や哲学といった文化的・精神的満足を満たすにとどまることはないことは歴史を見れば明らかです。新しい観測手段、つまり「窓」が開けば、必ずその外には「新しい常識」
・「新しい解決策」が存在し、それにより人類は発展してきたからです。

たま ゆら

本当に玉 響 な音は聞ける？
さて、その重力波ですが、その実
在 は、PSR1916+13 と い う 中 性 子星同士の連星系（回転系）の観測から、間接的に証明されています。連星が回っているうちに重力波を発生し、重力波が回転の勢いを奪うこと捕らえることができれば、1 か月に無謀とも思える志と、高い目標に

で連星の回転周期が早まっていると1 度受けられることになります。と導かれるように、重力波望遠鏡でいう理論的推測が、実際に観測されころが、そんな遠く離れた所から来1/1023 の長さの変化率の検出を実た回転周期の減少率と、1%の誤差

る重力波による空間の伸縮は、「地現するのに必要な様々な技術が開発範囲で説明できるという証明です。

球 と 太 陽 の 距 離（1.5 億 キ ロ メ ー

され、それは後ほど「重力波観測とその功績により、ハルス博士とテイトル）を観察していて、たかだか

社会への還元」において詳しく記載

ラー博士は 1993 年のノーベル賞を

水素原子 1 個分（0.15 ナノメート

しました、大きな波及効果を生み出受賞されました。

ル）でしかありません。比率にしてしていったのです。

23

だから、重力波は確実に存在しま

1/10 ・・・。大きな数字を「天文大きな志とは、すなわち「重力す！ならば、
重力波の演奏者たちは、学的」大きさというのに対し、「重波天文学」を立ち上げ、新しい世

どのくらいの空間の伸縮を起こすも力波的」小ささという言葉がうまれ

界を切り開くという開拓者魂であのなのでしょうか？最もわかりやすてもいいくらいの小ささです。ここり、それを最も尊重するアメリカ

い重力波を出す演奏者は、中性子星

まできてやっぱり無理？

は、LIGO（ライゴ）という重力波連星の合体です。そこから発生する
重力波は、その形がきわめて正確に予測できるので、その波形を手がかりにできるからです。いわば、犯人

光の池で重力波を掬（すく）う！

望遠鏡を開発し、目標感度にあと 5倍の所まで肉薄しています。科学の発祥の地であり、科学を「国技」とも自負するヨーロッパには、VIRGOの手配写真は入手済みといった感じ

30 年前だったら、「完全に無理」（ バ ー ゴ ） 計 画 や GEO600（ ジ オです。但し、この合体現象は、われと言わざるを得なかったでしょう。

600）計画があり、あと 10 倍の所

われが住んでいる銀河系一個あた

しかし、その時代に、レーザー干渉

まで来ています。我らが日本は、一りで、10 万年一度しか起こらない計という、光をたくさんため込む装時 期 TAMA300 と い う 中 規 模 重 力と予測されています。ならば、100

置（光の池を作る）で「将来可能に波望遠鏡の性能で世界をリードし、万個の銀河を含む広大な宇宙空間なる」と予測し、重力波望遠鏡の開今は奪われたそのリードを、本冊子内（距離で 7 億光年）で発生する発をたちあげたパイオニア的科学者の提案する LCGT 計画により奪還し中性子星連星の合体からの重力波をがいたのです。しかし、その一見たいと思っています。

重力波検出装置のしくみ④高真空環境⑤超低損失鏡と腕光共振器

1000 京分の 1 メート

空気といえども、屈折率がほんのわずかにあります。空気
マイケルソン干渉計のが対流していると、密度の濃淡が発生し、そこをレーザー腕部分で、光が一回折が通過すると、光の軸が曲がったりり返すだけではもった、速度が光速より遅くなり、いないので、何度も折正しく走ってくれません。
り返して、できるだけそこで、重力波望遠鏡で長い距離を走る工夫を
は、レーザーの通り道のしています。
空気は極力除き、大気の④
1 千億分の 1 しかない状
高真態まで下げています。

空⑤

Fabry-Perot
光をたくさんともいえます貯めると、光
の出会う確率きな信号を取ができます。

環

超低

実際に重力波を検出する部分は、直行する長い両腕の部分ですが、モードクリーナーから出てきた安定なレーザーは、細すぎるので、腕用に大きく拡大するためにモードマッチ光学系を通過します。その後、ビームスプリッターを通過し、レー
ザービームは、両腕に光を半分づつ供給されます。

損

失

鏡

と

境

腕

光

共

③モードマッチとビームスプリッター

振

器

③モ

10 京分の 1 メートルの精度

型 の 光 共 振 器 で す。 そ の鏡は、地面からの振動の影響を低減するために、写真のように細い金属線で振り子のようにつるされています。鏡は、見た目全くの透明に見えますが、1064nmの 波 長 の 光 だ け 99.9 % 以
上反射する特殊な膜がつい
ています。

ード

②モ

①レーザー光源①レーザー光源

重力波望遠鏡では、レーザー光線の波長は、長さの変化を読み取る物差しのメモリとして利用されます。現在主流なのは、波長1064nm の 赤 外 光 で、 将 来 的 に②モードクリーナー

ナー

ー
クリ

は出力 150W 以上の出力が望まれています。

1000 億分の 1 メートルの精度①のような市販のレーザーの波長やビームの形は大きく揺らいでいるので、それでは正確な長さ計測はできません。そこで、レーザー
ビ ー ム は、 モ ー ド ク リ ーナーと呼ばれる装置を使って、その波長をある程度まで安定化し、かつ、ビームの形を真円に成型します。
モードクリーナーは 3 枚の鏡で構成さされるリング

ムス

ー
とビ

ッチ

マ
ード

ター

ッ
プリ

ー腕光共振器によりメモリの精度は 1000 京分の 1 メートルに！ー
腕光共振器を利用することで、レーザーの波長は、1000 京（0 が 19 個並ぶ数）分の 1 メートルの長さが測れる程度まで安定化されます。レーザーの強度の揺らぎも、他の方法で安定化され、やっと、重力波の微小な長さの変化を捕えることのできる物差しが準備されることになります。
ルの精度

光共振器は、
貯めこむ池
。たくさん
子と重力波
が増え、大
り出すこと

具体的には、腕部分には、向き合う二枚の鏡が設置され、その二枚で光共振器を構成しています。

損失～ 10ppm

CLIO の場合、100 メー
トル腕を約 1000 回折
り返して、計 100k ｍ
です。そのように何度も反射しても光を失わないためには、超低損
失な鏡が必要です。

⑥地面振動防振装置⑨データ取得と解析
いつ来るかわからない重力波を漏らすことのないように、その他の環境データー
とともに膨大なデーターを絶えず取得するシステムが必要です。その膨大なデー
タから重力波信号を抽出するために、超高速な並列分散処理が可能なコンピュー
ターシステムも必要です。

⑥地面振動防振装置⑦鏡冷却装置

光共振器に光をため込むには、鏡の間隔を正確に、レーザーの波長の半分の整数倍に制御する技術が必要です。

⑧制御

地球上では、重力があり、鏡を浮かせられないので、振り子のように吊り下げています。とこ⑦鏡冷却装置熱とは、原子の振動の大きさのことですから、重力波干渉計に使う鏡も、室温では、それなりに振動していることになります。しかし、将来的には、この熱振動も、雑音になるため、将来の干渉計では、鏡をサファイアにし、マイナス 253 度ま
で冷やすこ
とが計画さ
れています。
冷却には , 冷凍機を使用しますが、市販品は大きな振動をするので、その振動を大きく低する工夫も施されています。

ろが、地球は、地震がなくても、常に人間には感じ取れない微小な振動をしており、それが鏡を吊り下げるワイヤーを通じて鏡を揺らします。重力波干渉計では、鏡を地面の振動から守るための装置が使用されます。その装 置 に よ り 100Hz で 10 万 分の 1 ま で 振 動 を 防 い で い ま す。
CLIO では、6 段の振り子で、サフ ァ イ ア 鏡 を 懸 架・ 防 振 し て
い ま す。TAMA300 で は Super
Attenuation System と い う 更 に
低周波（0.01Hz）から防振できるシステムが導入されています。

いつ来るかわからない重力波をとらえるために、大型重力波望遠鏡を安定に連続的に動作させるには、1Hz 以下の低周波の振動が小さいことが本質的に重要であることが、CLIO や他の重力波望遠鏡で経験的に分かっています。神岡鉱山の岩盤は飛騨へんま岩という特に硬い岩盤で、地下100 メートル以上の深さでは、地面振動は地表に比べて 1/100 以上小さくなります。また地下は、温度や湿度が一定で、その点でも、有利になります。LCGT では、このような地下環境の利点を最大限に利用するように考えられています。

究極の感度を達成するための技

自然の力を大切には、この振り子を多段にしたり、振子の共振周波数を 1Hz よりもっと下の 0.1 から 0.01Hz にすることが効果的です。しかし、30cm の振り子の共振周波数は、1Hz であっても 0.1Hz の共振周波数を持つ振り子は 100 メートルにもなり、実質使えません。そこで、この図の防振装置では、正ばねと反ばねをうまく組み合わせ、実質的に極めてばね定数の弱い状態を創出し、振り子の共振周波数を下げるという工夫が施されています。

熱雑音を抑える

一年に数回の割合で、重力波をとらえるには、

現在、大型重力波望遠鏡、及び CLIO が到達している変位感度レベルである 10-19 [m/ √ Hz] レベ
ルをさらに 1/10 に低減する必要があります。しかし、その場合、重力波望遠鏡を大型にしても、なお、鏡に施してあるコーティングからでる熱雑音が問題になります。鏡で、レーザービームを高反射率でかつ超低損失に反射させるには、この特殊なコーティングが必須です。LCGT では、この究極の地面振動
前述の神岡鉱山内とい低減装置 う地面振動が小さな場所においても、なお、目標とする感度を達成
するには、さらに
地面振動の影響を、すべての方向（縦一方向、横二方向）に対し小さくする必要があります。そのため、
LCGT で は、 左 図のような巨大な地面振動防振装置を使用します。地面
振動を低減するための装置の基本は、「振り子」のように鏡を吊ることです。より地面
振動を低減するにような熱雑音を低減するために、鏡を 20K まで冷却することを計画しています。熱雑音なので、低温化すれば熱雑音が低減できるのは自明です
が、その一方で、鏡を吊っている細いワイヤーの熱伝導のみで鏡を冷却しなければならないとか、鏡の基材は、熱吸収の小さい、極めて高品質な無色サファイア単結晶でなくてはならないなどの、他の解決すべき問題が多く発生し、一筋縄ではいきません。しかし、CLIO により、その多くの問題の解決の糸口は示され、終に鏡の低温化により、変位感度を向上させることについに成功し、オン
リーワンの技術を手に入れました。

世界の重力波望遠鏡に比肩する変位感度

腕部分で使用しているレーザービームの大きさに依存し、ビームスポットが小さいほど、同じ温度条件にある鏡の熱雑音は、変位感度としては大きく表れる特性があります。ところが、このビームスポットの大きさは、重岐阜県飛騨市神岡町にある東京大学宇宙線研究所神岡力波検出器が大きいほど大きくできるので、腕の長さが研究施設群にある「低温鏡レーザー干渉計重力波アンテ

VIRGO や LIGO に比べて 30 分に１しかない CLIO では、

ナプロトタイプ」CLIO は LCGT の技術立証実験装置でそれだけ不利ということになります。だったら大きくです。その CLIO は、2008 年 11 月に、鏡を冷却しない

きないかと言いたいところですが、現在の先進技術を状態で到達しうる予定限界感度に到達しました。20Hz

持ってしてもそれは困難なのです。
次に懸架ワイヤーの熱雑音ですが、もう少し詳しく言いが鏡を懸架するワイヤーの熱雑音、70Hz くらいからうと、ワイヤーの熱振動が、質量のある鏡を動かすこと

300Hz くらいが鏡自身の熱雑音、そして 300Hz 以上

による雑音のことです。よって鏡が重いほど、同じ熱振が光の Shot 雑音で制限されています。下の図に示すよ

動するワイヤーによって引き起こされる鏡の揺らぎが小

うに、他の大型重力波望遠鏡である LIGO や VIRGO やさいことは自明です。一方、先ほど、重力波望遠鏡が大GEO と比較しても、水色であらわされた CLIO の「変位きくなると、腕部のレーザービームが大きくなるという感度」は、決して劣るものではないことがわかります。

ことですから、当然それを反射する鏡の面も大きくならしかし、それでも、なぜ VIRGO や LIGO に 300Hz 以下

ざるを得ないので、結果、鏡は重くなります。よって、で劣っているのかと思われるかもしれません。その理由

大型重力波望遠鏡のほうが、小さな鏡ですむ CLIO に比は実は簡単であり、かつ、ある意味「重力波検出」を目べると、やはり、懸架ワイヤーの熱雑音を小さくできる

指す者にとって残念なことです。

のです。よって、もし、CLIO が LIGO や VIRGO と同じ研究開発の以下が地面振動雑音で制限され、20Hz から 70Hz くら

まず、70Hz から 300Hz を制限している「鏡」の熱腕長さを持っていたとすれば、今熱雑音で制限されて雑音ですが、これは重力波望遠鏡が重力波を検出する

いる部分の変位感度は、LIGO や VIRGO なみに下がるは成果

ずですが、CLIO は低温技術立証が最優先の目的なので、わざと熱雑音をみているとも
いえます。
さて、
「重力波の検出」の最後に必要となるのは、「変位感度」ではなく「ゆがみ感度」です。ゆがみ感度は、「変位感度」を腕長さで割ったもので、これが小さいほど重力波の検出の可能性が高まります。よって、CLIO は LIGOや VIRGO に 比 較 し て、 腕 の長さが 30 分の 1 以下ですから、「重力波検出」という点では圧倒的に劣ります。しかし、前述のように CLIO の今の技術をもって、腕長さの長い装置を建設できれば、世界の大型重力波検出器に劣ることはありません。さらに、
その熱雑音を低減する技術により、さらなる変位感度の向上を目指すことで、重力波検出の一番乗り、そして、世界の重力波望遠鏡とのネットワークによる重力波観測を目指しています。

重力波望遠鏡

LISA (NASA,ESA)上DECIGO (Japan)

残念ながら、重力波望遠鏡

ると、米国の LIGO および欧州

は、重力波が到来してきた方向の VIRGO 以外に、アジア・オを特定する能力（指向性）があ

セアニア地域にもう一台の重力影響のない宇宙に重力波望遠

まり高くないので、重力波源の波望遠鏡が存在するのが理想的

鏡を打ち上げる計画もありま

方向を定めるためには、複数台です。将来的には、LCGT はそす。

のレーザー干渉計の観測データのような国際ネットワークの一

また、宇宙背景放射に含まを利用して三角測量をすること員としての役割を持つことになれる微小な偏光を検出する事が必要となります。
地球上では、ります。また、重力波信号は極で、ビッグバンの時に発生し重力の影響で、大型重力波望遠

めて微弱なため、複数台のレーた重力波の痕跡を探る研究も鏡の腕を水平方向にしか伸ばせ

ザー干渉計が同時観測すること始まっています。

ないといった制限のある中、最が大切だと考えられています。

も「死角」のない配置を考え

もっと将来には、地面振動の

VIRGO

地

望遠 鏡

宇宙重力波

Washington St.
Louisiana St.

USA & LSC

Pisa
in Italy

France Italy
Netherland

AIGO

ネットワーク２００9 年 4 月の段階で、基線とができます。しかし、それで中型の重力波望遠鏡開発で培った長が４～３ｋｍの重力波望遠鏡

は、約２００年観測してやっと先進的な技術を生かし、岐阜県飛は、世界に三台あります。二台が一回重力波をとらえる程度でし騨市神岡町にある神岡鉱山内に、アメリカにあり、LIGO 計画といかありません。そのため、さら基線長が３ｋｍの重力波望遠鏡をわれています。あと一台が、イタに検出器の感度を 10 倍向上さ建設し、一気に、世界の重力波望リアにあり、VIRGO 計画といわせ、約７億光年先からの重力波

遠鏡が目指す感度を実現し、重力れています。これら三台が、現在を捕えられるようにすること

波観測の一番乗り、及び、ネット

地球から約 7000 万年光年離れたで、一年に数回重力波を捕える

ワーク観測の一翼を担うことを目場所で発生する重力波を捕えるこことを目指しています。日本も、指しています。

CLIO Japan宇宙

重力波望遠鏡で観測する

物理・天文合体
合体

100MHz
10kHz
1kHz
100Hz
1Hz
0.1Hz
10-2Hz10-8Hz中性子星
ブラックホール
背景放射

重力波の分光X 線 γ線
可視光

紫外光
赤外光
電波

1020Hz

800THz 1016Hz

400THz電磁波の分光 低周波・超長波・長波・中波・短波・超短波・マイクロ波

１９００
１８００
１６００

観測施設

３THz
３０Hz

から、更に高速の計算機やネッを開始すれば、研究上の必要性のもとで、重力波望遠鏡が観測化しています。このような背景ことができるかもしれません。

ぎ）を、重力波によって捕える

ション時の初期宇宙の姿（ゆら将来は、初期宇宙のインフレー

推進します。

ます。研究を通して国際協力をの高い院生や研究者を惹きつけ

アニア地域のセンターとして質トワークの概念が誕生する可能性があります。

基礎科学の大型 若者に科学研究
研 究 と 国 際 協 力 の醍醐味をります。この研究から、量子非定性）計測とほぼ同じ意味とな

米国や欧州とともに国際協力体

天文学の構築へ進むためには国ど、現代物理学、天文学の奥深束ねて研究拠点（ハブ）となり、 生成の瞬間を直接捕らえる」な

際協力が不可欠です。 LCGTがアジアオセアニア圏の研究者をさ、おもしろさを一般国民に伝を示す、また「ブラックホール

前記のように「重力の本質が重力波観測において、重力波

破壊測定、量子情報などの概念制を整えて観測することで、重えるには最適の実験と考えられ量子情報が誕生し、新たな学問分野（量力波源の位置（方向）の特定なます。このようなことを国民に①

子テレポーテーション、量子エ

ど重力波天文学を実現すること

伝えることで、学生の理科離れを防止する役割の一端を担うこ

時空をまげること」ということ

ンタングルメント）が誕生しまになります。
も、スクイーズ光（量子揺らぎとが可能かもしれません。また、の振動を捉えることが可能であ深部の計測、たとえば地球コア補正するための装置）は、地球

殻ひずみ計（地盤の伸び縮みを

重力波検出器に併設される地賞をねらえる研究に直接携わる科の教員・大学院生がノーベルして始まりました。学部・研究礎とする基礎科学の大型計画と学科で発案されたアイデアを基

ＬＣＧＴ計画は、当初、物理機を与え、理科離れ防止に役立

工学部などへの進学を考える動を示すことも、学生に理学部・を持って初めて可能になることが日本の様々な最先端科学技術

観測に基づく成果であり、それ感度で行われる、極度に難しい

重 力 波 の 観 測 が 3kmの長さで量子力学的限界に達するようなり、地球物理研究へ大きく貢献

機会を提供します。世界の重力地球物理計測できます。
初期宇宙の探査

つと考えられます。
③

波観測網におけるアジア・オセ②

が 抑 圧 さ れ た 光 ） の 発 生 な ど、基 礎 科 学 の 大 型
新たな研究分野が生まれた。
研究と大学

重力波検出は量子限界（不確した。また、光科学技術として

重力波観測装置の他の科学への応用

その発生源により様々な周波数の重力波がでる

γ線
電波

X線
赤外光
紫外光
電磁波の発見の歴史とすざく X 線
臼田電波観測所
ISO 赤外線望遠鏡
スバル望遠鏡ガリレオの望遠鏡

電波
赤外光
可視光
可視光

γ線

望遠鏡

HESS ガンマ線望遠鏡

ν

２０００
レーザーナイフ
放射線治療 レーザー治療 光ピンセット ガンマナイフ
CT

医学・生物

MRI
レントゲン

SK ニュートリノ検出器

重力波観測においては常に極換 わ り、 さ ら に 100W
ファイ
バーレーザーへと転換する大きイロに必要な超低損失ミラーなて使われるリングレーザージャ

やロケットの慣性航法装置としな流れを生みだしました。今後

も、 1k
Ｗレーザーの誕生など、 どの最先端光学素子における日
レーザー技術への貢献は大きい 本の評価は高く、重力波検出器

ます。また、これらの技術開発

限技術が必要とされるので、宝機械式冷凍機や超伝導機器にを更に促す要因にもなっていまは、それらの最先端技術を必要となります。特に、レーザーや代表される低温技術で日本は優す。

と予想されます。

鏡といった光に関する最先端技

れ て お り、 こ れ が 活 用 で き ま⑤の持ち腐れということが全く無術の優劣が、否応なく決まります。特に医療分野への応用が重ナノという代名詞は良く使わとするサイエンスの代表と言えす。必要とされる技術に限界が要で、脳の動きをリアルタイム

低温技術

無く、遠く（昔）の重力波源をれますが、重力波の検出に必要②観測するためには、更に高い性で 測 定 で き る SQUID
は超伝導
物質と低振動冷凍機を組み合わと い う 精 度 は、 ナ ノ の
10-20

極限計測

能を要求するため、技術革新のせた典型的な例です。

な
原動力となりえます。以下では素粒子実験や重粒子線治療な検出の為に開発された技術が必物を計測するときには、重力波-9 ）2 ともいえる極乗
2 （（ 10）限技術です。そのような極微のどの医療にも応用される加速器要とされます。

真空技術③のために進化した真空技術を活⑥高 安 定・ 高 出 力 レ ー ザ ー①

用できます。日本には低振動型

情報ネットワークレーザー

ターボ分子ポンプがあります。
④

干渉計型重力波検出器の開発
当初は、 1W
クラスのガスレー

テッパー（縮小投影型露光装置） 対論という、桁違いの計算機パワーを必要とする学問分野も進理）の計算機が誕生し、数値相ザ ー が 主 流 で し た が、 10W
ク
ラスの全固体レーザー（半導体や通信用光ファイバー、飛行機

半導体産業に必須であるス
レーザーで結晶を励起する）に

光学技術

重 力 の 計 算 で は GRAPE
という新しい概念（パイプライン処

とめてみました。

重力波観測に関係する技術をまく、その技術の高さを知る指標

重力波と
先端技術

重力波の研究と社会への還元

ニュートリノX線

日本における重力波研究の歴史
3m
20m

大型重力波望遠鏡実現に向けた東京大学宇宙線研究所の取組み
1987 年

宇宙線研究所将来計画検討小委員会報告で干渉計型重力波装置を前向きに検討すべき計画として記述されました。

1993 年

宇宙線研究所将来計画検討小委員会報告で「重力波望遠鏡」が研究所将来計画の２本の柱の１つとして選定されました。

1994 年

国立天文台、高エネルギー物理学研究所、宇宙線研究所
で、３所長覚書を交わす、それ以後、２年毎に更新されました。

1994 年

日本学術会議天文学研究連絡委員会長期計画小委員会報
告書で「大型重力波望遠鏡は、ぜひ実現すべき装置」とされました。

2000 年

学術審議会宇宙科学部会報告に重力波望遠鏡が「当面は技術開発を強化しつつ、早期の着手を目指す計画として位置づける」とされました。

2005 年

日本学術会議天文学研究連絡委員会の特別議事録で「天文学コミュニティーの総意を代表して LCGT 計画が早期に実現することを強く望む」との結論に至りました。

2005 年
8月

LCGT に関する技術諮問委員会のレビューを受け、計画が速やかにスタートすれば世界をリードできると評価されました。

2007 年
2月

宇宙線研究所統括のもとで国立天文台、高エネルギー加速器研究機構が協力して計画を推進する覚書を締結しました。

2007 年
8月

宇宙線研究所将来計画検討委員会報告において「是非実現を望むものは，重力波の観測計画のみである」と強く推薦されました。

2008 年
4月

IUPAP・PaNAGIC のもとに置かれた国際重力波委員会(GWIC) で「LCGT が 2015 年をめどに観測開始できるよ
うに予算化が進むことを強く支持する」との声明が発表されました。

2008 年
7月

日本学術会議天文学・宇宙物理学分科会の議事録で「( 別紙 ) 低温重力波望遠鏡 LCGT 計画について」を採択し、すみやかな推進を提言いたしました。

2008 年
9月

日本学術会議素粒子物理学・原子核物理学分科会の審議記録の付録において「LCGT 計画の早急な着手が望まれる」とされました。

LCGT 参加研究機関 : 国内 17 機関、国外 15 機関
総予算 :155 億円
建設期間 :5 年＋試運転 2 年
観測期間 1 年間観測を複数回

池の山にある ゼノンの池
純水の池

ヘリウムの池光の池直接検出を目指した、XMASS 実験装置（ゼノンの池）の建設も行われています。このように地下深くに潜るのは、その山の岩盤を利用し、ニュートリノや暗黒物質の検出に邪魔になる粒子を遮蔽する自然の能力を存分に生かせるからです。地下環境には、このような粒子計測に

岐阜県飛騨市神岡町池の山にある、東京大学宇宙線研

とっての利点だけでなく、地下地面振動が地表の百分の究所・神岡宇宙素粒子研究施設には、１９８７年に、大一以下しかないという特性もあります。この特性はを生

マゼラン銀河で発生した超新星爆発からのニュートリノ

かして、現在、東京大学地震研究所・京都大学防災研究

を世界で初めて検出し、その業績により小柴昌俊先生が所・国立天文台などが推進する地殻ひずみ計・超電導重ノーベル物理学賞を授与されたことで有名な、スーパー力計（ヘリウムの池）による超高精度な地球測地がおこ

カミオカンデ（純水の池）を筆頭に、様々な研究施設がなわれています。この低振動環境は、重力波望遠鏡（光集まっています。スーパーカミオカンデは、東北大学のの池）の感度向上・安定的な長期重力波観測運転にも最カムランド実験装置とともに、ニュートリノ振動現象も適です。すでに基線長 100 メートルの重力波望遠鏡プ

発見・確定しました。それはニュートリノに質量がある

ロトタイプ CLIO が設置されていますが、その立地のよ事の証明となり、今までの常識を打ち破る大きな成果でさは証明され、現在私たちは、重力波の直接観測を目指す。現在は、ニュートリノ検出装置だけでなはく、宇宙

し、基線長 3 キロメートルの大型重力波望遠鏡計画のの２２％ほどを構成することが判明した「暗黒物質」の実現を推進しています。