LCGTによる重力波天文学の創成
イラスト：Sora

JGW‐G1200775‐v2

ICRRセミナー
＠東京大学宇宙線研究所
平成23年12月21日
川村静児（東大宇宙線研）

話の内容
1. 重力波とその検出
2. 第1世代検出器と得られたサイエンス
3. LCGT① 目指すサイエンス② 検出器について③ スケジュール・組織

4. まとめ重力波とは？
潮汐的な空間のひずみが光速で伝わっていく波 アインシュタインが一般相対性理論で導出
 まだ見つかっていない

重力波と電磁波の違い
電磁波（ベクトル）

重力波（テンソル）

偏光

電荷（双極子放射）

質量（四重極子放射）

重力波は存在する！
 テイラー、ハルスの連星パルサー （PSR1913+16）の観測 重力波を放出してエネルギーを失い、軌道周期が変化
 1993年ノーベル賞

Taylor et al., ApJ.345(1989) p435

重力波を出す天体現象• 中性子星やブラックホールの連星運動とその合体• 超新星爆発• パルサー
重力波天文学• 宇宙初期
• 未知なる天体レーザー干渉計による重力波検出

ミラー

ミラー

ビームスプリッター

レンズ

干渉光
スクリーン

レーザー

本当に測れるのか？
ビームスプリッター

光の速度が速くなる

ミラー

伸びる

キャンセルして測れないのでは？？？

測れます！
（１）局所慣性系
ビームスプリッター

光の速度は一定ミラー

伸びる（２）TT座標系
ビームスプリッター

光の速度が速くなる

ミラー

動かない

いずれの座標系においても光の伝播時間は変化する！

鏡

アーム長が長いほど感度が高い
鏡
鏡
レーザー

光検出器
鏡

レーザー

光検出器

応答：最高応答：ゼロ干渉計の指向性鏡
鏡

ビームスプ リ ッ タ
光検出器
レーザー

応答：最高の半分
重力波の方向や偏極によ っ て応答が違 う

重力波源の方向は？

３台あれば時間差から方向が分かる！

世界の第１世代検出器

LIGO (4 km)

LIGO (4 km)

GEO (600 m)

TAMA (300 m)

VIRGO (3 km)

目的：
１．LCGTのためのプロトタイプ
２．可能なら重力波検出

アーム長：300 m

TAMA300
14

TAMA300
２０００年世界最高感度達成！
２年間トップ
世界最長観測（１，０００時間）
現在の感度：10-20
２３万光年かなたの中性子星連星の合体からの重力波が検出可能

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TAMA300の基本構成

光共振器
パワーリサイクリング

LIGO
アーム長：4 km & 2 km

Hanford, Washington
アーム長：4 km

Livingston, Louisiana

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LIGO
• 目的– Initial LIGO：基本技術の実証、可能なら重力波検出– Advanced LIGO：重力波の初検出• 現状：Initial LIGOからAdvanced LIGOへの改造開始• 総予算：約1,000億円（Advanced LIGOを含む）• LIGO Scientific Collaboration– 研究機関：63– 研究者：565名• NSFの強力なサポート

LIGOの感度7,000万光年遠方の中性子星連星の合体からの重力波を検出可能（100年に１度の頻度）

GRB 070201• GRB 070201– Short GRB– M31の腕を含む方向から到来• 重力波検出されず– LIGO H1のデータ解析（180 s）• M31におけるNS‐NS、NS‐BHの合体ではない– m1:1Ms‐3Ms, m2:1Ms‐40Ms– 99％ CL• 重力波エネルギー：7.9×1050
erg以下（if M31)
– SGR（in M31）の可能性は排除
しない
Abbott et al., Astrophys. J. 681 (2008) p.1419‐1430

Crabパルサー
スピンダウンレートから放出される重力波の上限値が決まる
LIGOにより重力波は検出されなかった

重力波によるエネルギーの上限
値はスピンダウンレートから決まる値の4%以下

Abbott B, et al., ApJ Lett., 683 (2008) 45

背景重力波
初期宇宙からの重力波に対する新しい上限をつけた
GW < 6.9×10‐6
ビッグバン元素合成や宇宙マイクロ波背景輻射から得られる間接的な限界を100 Hzにおいて上回る（超）弦理論モデルや初期宇宙進化モデルに新たな制限を付けた
Abbott B P, et al., Nature, 460 (2009) 990

LCGT
重力波を検出し重力波天文学を創成する

重力波天文学（電磁波・宇宙線による観測との相補・融合）

中性子星連星の合体
重力波

インスパイラル

重力波振幅 [×1022]

公転運動

合体

ブラックホールの準固有振動

2
10
1
2
20

15

10

時間 [msec]

505中性子星連星からの重力波検出の可能性• どのくらい遠くまで見れるか？
• 合体はどのくらいの頻度で起こるか？

連星合体に対する感度

8.2億光年遠方の中性子星連星の合体

中性子星連星の合体の頻度• これまでに見つかった中性子星連星とその予測寿命より推測
銀河系合体率:名前

パルス周期(ms)(Kim (’08), Lorimer (‘08))

公転周期(hr)

離心率

寿命(Gyr)

両方パルサーとして観測

2006年に見つかったもの(Lorimer, LRR, 11, (2008), 8)

中性子星連星からの重力波検出の可能性
LCGTのイベントレート :系統誤差は大きいが、１年に１イベント以上はあると期待できるショートGRBの正体？
ショートGRBと重力波の同方向・同時観測

ショートGRB＝中性子星連星の合体

相互観測
If ショートGRB＝中性子星連星の合体

GRBの検出アフターグローの観測

予報？

重力波のリアルタイム検出
詳細なデータ解析予報ブラックホール連星の合体• 例えば太陽質量の20倍程度のブラックホール連星に対して、65億光年遠方までの検出を目指す• ブラックホール連星の合体の頻度についてはまだよく分かっていないが、1～30個/年という予測もあるブラックホールの準固有振動• 連星合体でブラックホールが生成されたり、ブラックホールに小さな天体が落ち込んだりする際には、特徴的な減衰を含むブラックホールの準固有振動が起こる• 100億光年遠方で起こる太陽質量の100～300倍程度のブラックホールの準固有振動を検出することを目指す

超新星爆発• 周波数は100 Hz～1 kHz• 約330万光年遠方で起こる超新星爆発からの重力波の検出を目指す• 局所銀河群のかなりの部分をカバー• 数年に1度程度の検出を期待• スーパーカミオカンデとの同時観測が非常に
重要

パルサー
• かにパルサーやベラパルサーなどはスピンダウンレートから求まる重力波振幅の上限値が大きいため、検出の可能性あり• ビームが地球の方向を向いていないため、電波などでは見つかっていないパルサーからの重力波が検出されるかもしれない

初期宇宙

宇宙誕生
10 ‐43 秒(プランク時間）

重力波
ニュートリノ1秒(陽子、中性子の形成)

電磁波
38万年
(晴れ上がり)

137億年
(現在)

初期宇宙
• 標準モデルで予測されるインフレーションから発生する重力波の検出は期待できない• しかし、初期宇宙に起こった相転移や、その化石である位相的欠陥の運動に伴って生成した重力波など、思わぬ起源の重力波が検出される可能性はある未知なる天体• これまでの天文学の歴史においては、新しい窓が開かれると新しい天体現象が見つかることがしばしば起こってきた• したがって、重力波においても、現在の知識では想像すらできないような全く新しい天体現象がLCGTによって見つかる可能性も十分にある

LCGTの基本構成
神岡地下のサイト
低温ミラー

帯域可変型干渉計

ストレイン

干渉計の感度を決める雑音源

周波数神岡地下と三鷹の地面振動
TokyoKamioka

Amplitude of seismic motion防振（１）
101100
1 stage

地面振動

Isolation10‐1

 f    f0 

10‐2

2

10‐32 stages

10‐4
3 stages
10‐50.1

1Frequency [Hz]10100

防振（２）
101
Higher pendulum frequency

100

Isolation10‐1

 f    f0 

10‐2

2

10‐3
10‐4Lower pendulum frequency
10‐50.11Frequency [Hz]10100

倒立振り子
復元力= 金属のバネ力+ 重力の反バネ力⇒ 共振周波数の低減
M (x,y)700

Mg sinθl, m, I(xl,yl)θFrequency [mHz]

Mg

600
500
400300200100kθ
(x0,y0)020406080

Load [kg]100120140160

垂直方向の防振
垂直方向の揺れがビーム方向の揺れにカップル• 地球の曲率• 機械系の非対称性• トンネルの傾き（排水のため） 垂直方向の防振も必要

Geometric Anti‐Spring (GAS) Filter
復元力= ブレードのバネ力+ 押し付けることにより生じる反バネ力
 共振周波数の低減
5Expanded
Initial Angle
GAS BladefzfxCompressed
LoadResonant Frequency [Hz]kh / kz
10.0
15.0
5.043210024681012Compression (l0x-x0) / l0x [%]1416

防振システムトンネル (２階)
チェンバー
倒立振り子
GAS フィルター
トンネル (１階)チェンバー鏡熱雑音（１）
10‐18

Strain [Hz‐1/2]

10‐1910‐20



10‐21TQ
Lower Q

10‐22
Higher Q
10‐23
10‐240.1

110100Frequency [Hz]

1k

10k

100k

熱雑音（２）
10‐18

Strain [Hz‐1/2]

10‐1910‐20


10‐21TQ
Room temperature

10‐22
Cryogenic
10‐23
10‐240.1

110100Frequency [Hz]

1k

10k

100k

冷却システム

Baffles

Flexible Heat Link

Inner Wall (8K)
Platform (14 K)
Upper Mass (15 K)
Mirror (20 K)

Thermal Shield

Pulse Tube Cryocooler量子雑音を下げるには？

ストレイン

レーザー光のパワーを上げるとショットノイズが下がり輻射圧雑音が増える

周波数量子雑音を最適化する

シグナル・エクストラクション・ミラー：
ショットノイズと輻射圧雑音からなる量
子雑音の周波数特性を、狙うべき重力波信号に最適化する

LCGTの感度曲線

干渉計の雑音+重力波信号

Matched filter
Signal + Noise

20x10-15

100-10-20
17.85

17.90

17.95

18.00

17.95

18.00

17.95

18.00

17.95

18.00

Lower mass

20x10-15

100-10-20
17.85

Matched !

20-15

10x10

17.90

0-10-20
17.85

17.90

Higher mass

20x10-15

100-10-20
17.85

17.90

マッチドフィル
ターを使った
信号雑音比–重力波には大きな値–雑音だけでは小さい値

アーム長：100 m
低温プロトタイプ
＠神岡地下

CLIO

CLIOの感度（１）

振り子の熱雑音と鏡の熱雑音で制限される感度を実現（世界初）CLIOの感度（２）ミラーを2個冷やしたら雑音が下がった（世界初）CLIOの感度（３）熱雑音の低減を確認（世界初）国際的ロードマップの中でのLCGTの位置づけ• LIGO、VIRGO、GEOは、それぞれ第二世代検出器であるAdvanced LIGO、Advanced VIRGO、GEO‐HFへの大々的な改造を始めつつある• LCGTはこれら第二世代検出器と同様の干渉計技術を用い、同程度の感度を目指すものである• 「地下」と「低温鏡」に関しては他の検出器にはないLCGTだけの大きな特徴である• 第三世代検出器ETは「地下」と「低温鏡」の特徴を持つことから、LCGTは第三世代の技術を先取りした検出器であるといえる他の観測器との協力• 他の重力波検出器との共同観測により、その信号が重力波によるものであることをより確実にすることができる• 複数台に現れた重力波信号の時間差などから、重力波源の方向やより詳しい情報を得ることが可能である• 重力波の観測と電磁波や宇宙線の観測を組み合わせることにより、相補的な、またそれらが融合した、天体現象に関するより深い情報を引き出すことが可能になる

重力波検出器ネットワーク
LIGO(H)+LIGO(L)+Virgo

LIGO(H)+LIGO(L)+Virgo+LCGT
 最高感度：+13%

 1/2最大感度の範囲：72%

 1/2最大感度の範囲: 100%

 3台稼働率:
L/H+L/L+V 51%50%

 3台稼働率:82%

L/H+L/L+V+LCGT
50

B. F. Schutz

LCGT全体スケジュール
2011

2012

2013

2014

2015

2016

bLCGT
iLCGT
iLCGT：常温・シンプルな光学系＆防振系
bLCGT：低温・先進的光学系＆防振系＊トンネル掘削の遅れの影響により、現在改訂中2017観測LCGT組織
Director(梶田）Systems Engineering
Office(川村(L)、安東(SL)、三代木、宗宮）

Executive Committee(中谷(PM)、黒田、大橋、川村(SPM)、安東、三尾）AuxiliaryOptics

まとめ LCGTにより中性子連星の合体などからの重力波が検出され、重力波天文学が創成されることが期待されている
 重力波は電磁波や宇宙線の観測と融合して新しい天文学を生み出す
 LCGTは低温、地下、帯域可変型干渉計の３つの特徴を持つ
 2017年度に本格的観測開始予定

重力波天文学の夜明けは近いぜよ！

イラスト：Sora