ICRR Spring School 2024
重力波

内山 隆
（東京大学宇宙線研究所）（スライド：田越秀行）
ICRR Spring School 2024年3月7日

1登場人物
重力波

レーザー干渉計型
重力波検出器LCGT and the Global Network of Gravitational Wave Detectors

LCGT(Large-scale Cryogenic Gravitational wave Telescope)
Underground• in Kamioka, Japan
Silent & Stableenvironment
Cryogenic Mirror• 20K• sapphire substrate
3km baselinePlan• 2010 : construction
started• 2014 : first run in normal
temperature

ブラックホール• 2017- : observation withcryogenic mirror© ICRR, university of Tokyo

中性子星

11th Asian-Pacific Regional IAU Meeting / Plenary Session CN. Kanda/LCGT

28-July-201126

2011年7月24日日曜日

Ute Kraus, Physics education group Kraus, Universität Hildesheim, Space Time
Travel, (background image of the milky way: Axel Mellinger) - Gallery of SpaceTime Travel, CC 表示-継承 2.5,https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=370240による
http://astro-dic.jp/pulsar/

2

重力波

物体の運動 => 時空のゆがみの振動 => 波動として伝搬
時空：時間・空間

画像：https://www.ligo.caltech.edu/image/ligo20160615f 3

一般相対性理論(時空の曲がり) = (質量エネルギー)

wikipediaより

4

重力波とは時空のゆがみが波動として光速で伝搬する現象
アインシュタイン方程式により重力波の存在は示される
しかし，非常に微弱なため，実験的な確認が長らく出来なかった．

5重力波の発生源
強い重力波を出すには，強い重力場と高速運動が必要
ブラックホール
中性子星
及びこれらが関係する天体現象(超新星爆発，ガンマ線バースト，．．．)
普通の恒星や惑星も発生源だが，弱い人工的に発生させた重力波を検出することは更に困難…

6ブラックホール(BH)
光すら外に出ることが出来ない，強い重力場をもつ
太陽がブラックホールに時空の領域なったら直径は約6km

時空の「穴」
物質はない

6km

２つのBHが衝突しても光(電磁波)は放射されない
アインシュタイン方程式の解
1916年 球対称ブラックホール解 (Schwarzschild1873-1916)
1963年 回転ブラックホール解(Roy P. Kerr 1934-)

7

PRL 116, 061102 (2016)

レーザー干渉計

PHYSICAL REVIEW LETTERS

week ending
12 FEBRUARY 2016

(b)

(a)

レーザー光源FIG. 3. Simplified diagram of an Advanced LIGO
detector (not to scale). A gravitational wave propagating orthogonally to the
光検出器
detector plane and linearly polarized parallel to the 4-km optical cavities will have the effect of lengthening one 4-km arm and shortening
the other during one half-cycle of the wave; these lengthchangesare reversed
duringPRL
the otherhalf-cycle.
The(2016)
output photodetector
8LIGO
detection
paper,
116,
061102
records these differential cavity length variations. While a detector’s directional response is maximal for this case, it is still significant forアメリカ LIGO(ライゴ)

LIGO-Hanford(H1)LIGO-Livingston(L1)4km

写真: https://www.ligo.caltech.edu/

9人類最初の重力波GW150914のデータ(x10-21)1.5h=<latexit sha1_base64="tC0CLK8Y7xYNlMDoq578SO1PWgg=">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</latexit>

L1L2L=

２つの腕の長さの差
重力波が無いときの腕の長さ1.00.5
0.0-0.5-1.0-1.50.05秒

この重力波の振幅は4kmの腕の長さが，4km x 10-21 = 4 x 10-18 m 変化する大きさ！

10

GW150914
36Msun29Msun連星ブラックホールが合体し，Msun == 太陽質量 = 2 x 1033 g

11

GW150914
62Msun

回転ブラックホールになった
q=0.67 : 最大回転角運動量の67%で回転している
12

レーザー干渉計の感度(ノイズレベル)

YSICAL REVIEW LETTERS
歪み雑音レベル
小さい方が(b)
感度が良いweek ending
12 FEBRUARY 2016

(1.4,1.4)BNS
軽い連星は高周波数で合体(30,30)BBH

重い連星は低周波数で合体

周波数大体80/90Hzから500Hzくらいが一番感度が良い．
LIGO detection paper, PRL 116, 061102 (2016)13初観測の意義，何がわかったか？
•

人間は重力波を検出出来る•

重力波はやはりあった．

•

地球まで伝搬している．

•

連星ブラックホールの初めての存在確認•30倍太陽質量のブラックホールの初の存在確認
14

2017年ノーベル物理学賞

1536Msun
212km

29Msun
171km

200km

16

ブラックホールの写真! との違いは何か?
Event Horizon Telescopeグループによる観測

楕円銀河M87の中心(5500万光年，16.7Mpc)
太陽の65億倍の質量, 半径190億km

2019年4月10日国立天文台web

ApJ.Lett.875,L1(2019) 17

中性子星(NS)
超高密度の物質で出来ている．
（太陽と同じくらいの質量をもつが、半径は１０km程度）
従って，電磁波を放射する可能性がある

かに星雲(M1)
1054年の超新星爆発の残骸(藤原定家「明月記」に記述)
中心に「かにパルサー」という中性子星がある
https://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/image_feature_1604.html

LIGO-Virgoネットワーク

Advanced LIGO
O1: 2015/9/12 - 2016/1/19
O2: 2016/11/30 - 2017/8/25
O3: 2019/4/1 - 2020/3/27

LIGO-Hanford (H)

LIGO-Livingston (L)Advanced Virgo
O2: 2017/8/1- 8/25
O3: 2019/4/1- 2020/3/27

Virgo (V)19連星中性子星合体信号 GW170817
2017/8/17
LIGO(H) 1台検出器でまず重力波検出
LIGO(L), Virgoと３台で方向決定
Fermi GBMが検出したショートガンマ線バースト
GRB170817Aと時刻と方向が一致．
(ガンマ線バーストが1.7秒遅い)
重力波で決めた方向に，光学望遠鏡で新しい天体が発見された
その後，電磁波のあらゆる波長で観測された

PRL 119, 161101 (2017)20

GW170817の光学対応天体の発見
重力波：GW170817
ガンマ線バースト：GRB170817A
光学：SSS17a / AT2017gfo

NGC4993

20日前にはなかった

21

22

連星中性子星合体観測の成果• 中性子星を構成する超高密度物質の性質• 電磁波による観測• 短いガンマ線バーストとの同時観測• 可視光赤外線（キロノバ，マクロノバ）=> 重元素合成の現場か?

地球70個分の金!!

• 宇宙の膨張則（ハッブル定数）の新しい制限• 重力波による距離の決定• これらを可能にしたのは，重力波観測で方向を絞り込23
めたことが大きいガンマ線バースト
ガンマ線バースト・・・ガンマ線が数秒から数時間に渡り地球に降り注ぐ現象．
天球上の様々な方向で１日数回発生している．
1967年，アメリカの核実験監視衛星Veraによって発見された．
何がバーストを発生させているかが謎．
２秒以下の短いバースト波は，連星中性子星合体である可能性が言われていた．
GW170817は，連星中性子星合体がガンマ線バーストを起こしたことが確認された初めての例となった

24

J-GEMhttps://www.subarutelescope.org/Pressrelease/2017/10/16/j_index.html

25

どのように光ったのか？
https://www.natureasia.com/ja-jp/nature/highlights/89854

中性子星の合体の際に，まき散らされる中性子が沢山含まれる物質で，r過程元素合成がおき，鉄より重い元素が生成された．
その過程で生じる放射性元素の崩壊によって発生する放射線で物質が温められて，可視光や近赤外線で光ったと考えられている．

26

元素の周期律表
ビッグバン星の内部, 超新星爆発

これらは，連星中性子星合体で生成されたのかもしれない

プラチナ, 金27

•
•
•
•

これまでに重力波および電磁波観測により発見された中性子星とブラックホール
重力波観測O1(2015/9-2016/1), O2(2016/11-2017/8), O3(2019/4-2020/3)
これまでに90回の連星合体による重力波観測を実現(O3では５０回！！)
BH-BH: 84, NS-NS: 2, BH-NS: 2, BH-BH/NS: 2
電磁波追観測に成功したのはGW170817のみ
https://ligo.northwestern.edu/media/mass-plot/index.html

cycles in the frequency band 30–80 Hz. A frequency ofprovides details about physical parameter estimation, and60 Hz at the signal peak and the assumption that the source
the astrophysical implications of the observation of GWs
is a compact binary merger imply a massive system.
from this massive system.
Data.—The LIGO andVirgo strain data areconditionedPhys.Rev.Lett.
125,101102 (2020)
Observation.—On May 21, 2019 at 03:02:29 UTC, theprior to their use in search pipelines and parameter
LIGO Hanford (LHO), LIGO Livingston (LLO), and Virgoestimation analyses. During online calibration of the data
observatories detected a coincident transient signal. A[53], narrow spectral features (lines) are subtracted using
matched-filter search for compact binary mergers,auxiliary witness sensors. Specifically, we remove from thePYCBC LIVE [40,41,42], reported the transient with adata the 60 Hz U.S. mains power signature (LIGO), as well
network signal-to-noise ratio (SNR) of 14.5 and a falseas calibration lines (LIGO and Virgo) that are intentionallyalarm rate of 1 in 8 yr, triggering the initial alert. A weakly
injected into the detectors to measure the instruments’modeled transient search based on coherent wave burst
responses. During online calibration of Virgo data, broad(CWB) [43] in its IMBH search configuration [35] reported
band noise in the 40–1000 Hz frequency range is subtracted
a signal with a network SNR of 15.0 and a false-alarm rate
fromthe data [54]. The noise-subtracted data produced bylower than 1 in 28 yr. Two other matched-filter pipelines,
the online calibration pipelines are used by online search
SPIIR [44] and GSTLAL [45], found consistent candidates
pipelines and initial parameter estimation analyses.
albeit withGW190426_190642、GW200220_061928など
higher false-alarm rates. The identification,
Subsequent to the subtraction conducted within thelocalization, and classification of the transient as a binary
online calibration pipeline, we perform a secondary offline
BH merger were reported publicly within ≈6 min, with thecandidate name S190521g [46,47].
subtraction [55] on the LIGO data with the goal ofGW190521

85倍太陽質量(カタログ論文では91倍)と66倍太陽質量ブラックホールの合体• 合体後の質量は142倍太陽質量=> 中間質量ブラックホール (超巨大BHと恒星質量BHの中間)(太陽の100倍から1万倍程度)• 85倍太陽質量は，1つの星からは出来ないと思われる(Mass Gap)
• 他にも34

GW190814
The Astrophysical Journal Letters, 896:L44 (20pp), 2020 June 20et al. 2020). The ﬁrst binary neutron star (BNS) coalescence signal,
GW170817, was discovered during the second of these observing
campaigns (Abbott et al. 2017a, 2019b). It proved to be amultmessenger source with emission across the electromagneticspectrum (Abbott et al. 2017b), with implications for the origin ofshort gamma-ray bursts (Abbott et al. 2017c), the formation ofheavy elements (Abbott et al. 2017d; Chornock et al. 2017; Tanviret al. 2017; Rosswog et al. 2018; Kasliwal et al. 2019; Watson
et al. 2019), cosmology (Abbott et al. 2017e, 2019c), andfundamental physics (Abbott et al. 2017c, 2019d).
The ﬁrst six months of the third observing run (O3) werecompleted between 2019 April 1 and September 30. The LVC
recently reported on the discovery of GW190425, the coalescencesignal of what is most likely a BNS with unusually large chirp
mass and total mass compared to the Galactic BNSs known fromradio pulsar observations (Abbott et al. 2020a). Another discovery
from O3 is that of GW190412, the ﬁrst BBH coalescence with an
0.12
unequivocally unequal mass ratio q=m2/m1 of 0.280.06
(allmeasurements are reported as symmetric 90% credible intervals
around the median of the marginalized posterior distribution,
unless otherwise speciﬁed). It is also the ﬁrst event for whichhigher-multipole gravitational radiation was detected with highsigniﬁcance(Abbott et al. 2020d).
Here we report on another O3 detection, GW190814, the signalof a compact binary coalescence with the most unequal mass ratio
0.008
yet measured with gravitational waves: q=0.1120.009. The
signal was ﬁrst identiﬁed in data from two detectors, LIGO
Livingston and Virgo, on 2019 August 14, 21:11:00 UTC.
Subsequent analysis of data from the full three-detector network
revealed a merger signal with signal-to-noise ratio (S/N) of ;25.
The primary component of GW190814 is conclusively a black
1.1
hole (BH) with mass m1=23.21.0
Me. Its dimensionless spin
0.08
magnitude is constrained to χ10.07. The nature of the 2.590.09
Me secondary component is unclear. The lack of measurable tidal
deformations and the absence of an electromagnetic counterpart
are consistent with either a neutron star (NS) or a BH given the41
event’s asymmetric masses and distance of 24145Mpc. However,
we show here that comparisons with the maximum NS mass

ApJ, 896, L44 (2020)
https://arxiv.org/abs/2006.12611
Abbott et al.

23倍太陽質量のブラックホールと2.6倍太陽質量の星の合体••••

2.6倍太陽質量の星
ブラックホールと中性子星の中間質量どちらなのか，決定的証拠がない．
波形データからは判別出来ない

Figure 1. Time–frequency representations(Chatterji et al. 2004) of datacontaining GW190814, observed by LIGO Hanford (top), LIGO Livingston(middle), and Virgo (bottom). Times are shown relative to 2019 August 14,
21:10:39 UTC. Each detector’s data are whitened by their respective noise
amplitude spectral density and a Q-transform is calculated. The colorbar
displays the normalized energy reported by the Q-transform at each frequency.

35KAGRA36

KAGRA
ホスト機関: 東京大学宇宙線研究所
国立天文台，KEK，他国内外の多数の研究機関(〜400名, 〜80機関)

3km

XMASS

KamLAND
SK••••

岐阜県飛騨市神岡町 神岡鉱山
3kmレーザー干渉計
地下低温鏡

3km37

䠧䠝䠣䠮䠝䛾ṔྐKAGRAの歴史
2010 2011 2012 2013 2014 2015 2016 2017 2018 2019 2020䝥䝻䝆䜵䜽䝖ண⟬໬䝖䞁䝛䝹᥀๐ᕤ஦iKAGRAึᮇ㐠㌿
3km పbKAGRA䝺䞊䝄䞊ᖸ΅ィᮏ᱁㐠㌿ᖸ΅ィ㧗ᗘ໬ࢥ࣑ࢵࢩࣙࢽࣥࢢ࠾ࡼࡧほNHKᩥ໬䝉䞁䝍䞊 2020䠊8.1

3538

トンネル掘削完成披露会 (2014年夏)

トンネル完成(2014年7月)（掘削終了は2014年5月）

2014/7/30
トンネル完成披露会(2014/7/4)
From presentation
file by T.Kajita (Dec. 2014)
第62回 応用物理学会 春季学術講演会 (2015年3月12日, 東海大学)

39

2010-2014᭱ඛ➃◊✲ᇶ┙஦ᴗ䠄2010-2014䠅┿✵䝟䜲䝥䠄䠒䡇䡉䠅䛾〇స䚸⌧ᆅᦙධ䝕䝆䝍䝹ᅇ㊰ప ᐜჾ䠄෭෾ᶵ௜䠅NHKᩥ໬䝉䞁䝍䞊 2020䠊8.1

3940

KAGRA䛾⌧≧䠄୰ኸ䜶䝸䜰䚸ప ᐜჾ䠅NHKᩥ໬䝉䞁䝍䞊 2020䠊8.14241

飛騨市北部会館&重力波解析棟

飛騨市北部会館&重力波解析棟

42

43

ᅜ㝿ほࢿࢵࢺ࣮࣡ࢡࡢぬ᭩࡟ࢧ࢖ࣥ
国際共同観測の協定書に調印

2019年10月4日
NHKᩥ໬ࢭࣥࢱ࣮ 2020㸬8.1
国際重力波観測ネットワークへ仲間入り

4344

KAGRAの状況•

2018年4月5月に初の低温鏡での試験運転を実施•••

LIGO-Virgo O3中(2020年4月末まで)の観測運転を目指して作業
2020年３月２７日 新型コロナウイルスによりLIGO-Virgo観測中断
コロナ禍の中，2020年4月7日から4月21日まで，LIGO-VirgoKAGRAの枠組みで，ドイツにあるGEO600と国際共同観測を実施
観測データの解析の結果、重力波イベントはなかった

•
•
•
•
•

現在と今後
2023年5月24日から，LIGO, Virgoと共に長期間観測(O4)が始まった。終了は2025年1月の予定。
KAGRAは最初の４週間の間観測に参加→2024年春に復帰の予定だった
2024年1月1日の能登半島地震により復旧作業を実施中
45

KAGRAの貢献：到来方向の決定
GW150914
プロキオン
ベテルギウス

２台の検出器では到来方向の特定は出来ない

オリオン星雲シリウス

リゲル

３台以上の検出器で方向が絞れてくる
大マゼラン星雲

KAGRAにより，３台で観測出来る確率が増える
LIGO２台，Virgo, KAGRAの計４台では，平均10平方度程度まで決まる

https://www.ligo.caltech.edu/i
mage/ligo20160211b

GW150914の到来方向決定精度 600平方度
小マゼラン星雲雲

1

GW170817

超新星爆発LCGT and the Global Network of Gravitational Wave

ニュートリノLCGT(Large-scale Cryogenic Gravitational wave Telescope)

重力波

Underground• in Kamioka, Japan
Silent & Stableenvironment

同時観測
超新星爆発メカニズム解明
Cryogenic Mirror• 20K• sapphire substrate

3km baselinePlan• 2010 : construction
started• 2014 : first run in normal
temperature

スーパーカミオカンデ© ICRR, university of Tokyo• 2017- : observation withcryogenic mirror
11th Asian-Pacific Regional IAU Meeting / Plenary Session C

KAGRA

N. Kanda

銀河系近傍で起これば可能（おそらく数十年に１回）
2011年7月24日日曜日/28-July-2011

LCGT

47

将来の検出器

48

欧米の地上干渉計将来計画
Einstein Telescope (ヨーロッパ)

Cosmic Explorer (アメリカ)

49

宇宙空間レーザー干渉計 LISA
低周波重力波(0.1mHz – 0.1 Hz)

基線長 250万km
３台の衛星の編隊飛行
打ち上げ予定 2034年

主要なターゲット：
超巨大ブラックホールからの重力波

50

まとめと展望• 重力波天文学は2015年の初観測以来，大きく進展．
• 人類は宇宙を観測する新たな目(耳)を手に入れた．
• しかし，まだ始まったばかり．
• 地上検出器の将来計画として，ヨーロッパのEinstein
Telescope, アメリカのCosmic Exploreが提唱されいる．
• 宇宙空間の将来計画として，ヨーロッパのLISAがあり，2034年打ち上げを予定している．
• 日本グループはDECIGO, B-DECIGOを提唱している．
• 中国ではTianQin, Taiji計画などがある．
• 今後大きな進歩が期待される

51