重力波観測の現状とこれから目次

自己紹介の図重力波研究の概略
重力波観測の現状
重力波観測の今後<< スーパーコンピューティングに期待すること >>https://scimeter.org says from my ORCID

真貝寿明

Hisaaki Shinkai

大阪工業大学情報科学部・理研客員
http://www.oit.ac.jp/is/shinkai/2021-1-28 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム

1. 重力波研究の概略

First Detection (2015 Sep 14)

2017 Nobel Prize

2016年2月，LIGOが重力波を初めて検出した，と発表 GW150914

2017年10月，LIGO/Virgo
中性子星連星合体観測を発表 GW170817

2017年10月，ノーベル物理学賞が重力波検出に貢献した３名に授与されることが発表される

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

2

重力＝時空のゆがみ
質点が加速度運動 ＝ 重力波発生
大質量の天体が激しく加速度運動＝ 観測できる重力波が発生

www.phdcomics.com“gravitational waves explained”

Gravitational Wave
from binary BH-BH, NS-NS, BH-NS

1. 重力波研究の概略

We need more
detectors
forbetterlocalization!
GW International Network

4 km

4 km

600 m
3 km

3 km
7
真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

5

1. 重力波研究の概略

What kind of technology we need?
vibration control

地面振動(seismic noise)

熱雑音(thermal noise)

thermal control

散射雑音(shot noise)high-power
laser

Science 256 (1992) 325
真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

6

1. 重力波研究の概略

What kind of technology we need?
vibration control

地面振動(seismic noise)

熱雑音(thermal noise)

thermal control

散射雑音(shot noise)high-power
laser

Science 256 (1992) 325
真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

7

1. 重力波研究の概略

Sensitivity Curve1h(t) /r<latexit sha1_base64="Nqkk9BXaevHaLwHVW6nLBLByEfk=">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</latexit>

重力波の振幅1/ distance

感度が10倍高くなれば，宇宙の空間を 103 倍探査できることになる．

O1 (2015/9/12 - 2016/1/19)
UpdateO2 (2016/11/30 - 2017/8/25)
UpdateO3a (2019/4/1 - 2019/9/30)
O3b (2019/10/1 - 2020/3/27)

LIGO
LIGO+Virgo
LIGO+Virgo
LIGO+Virgo + KAGRA

UpdateO4 (2022?)
Science 256 (1992) 325
真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

8

1. 重力波研究の概略

Sensitivity Curve

Binary NS range

LVK collaboration, Living Rev Relativ (2020) 23:3
https://link.springer.com/article/10.1007/s41114-020-00026-9

Science 256 (1992) 325[1304.0670ver2020Jan]

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

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銀河系スケールから銀河群スケールへ
1 pc = 3.26光年（年周視差1秒角となる距離）
天の川銀河

直径 10万光年
32.5 kpc

大マゼラン雲 (LMC) 50 kpc
小マゼラン雲 (SMC) 61 kpc
アンドロメダ銀河 (M31)
0.79 Mpc＝250万光年
おとめ座銀河団(Virgo Cluster)
16.5 Mpc＝5380万光年

National Geographic Universe Reference Map

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10

銀河団スケール

から

大規模構造

へ
おとめ座銀河団(Virgo Cluster)
16.5 Mpc＝5380万光年
CfA2 Great Wall
110-160 Mpc= 3.5-5.5 億光年
Sloan Great Wall
300 Mpc = 10 億光年

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Gravitational Wave Projects

North [deg]Fourth 2nd generation detector on the Earth
LHO

KAGRA

50

Virgo

Virgo

KAGRA

LLO

LIGO-Hanford

South [deg]0

LIGO-Livingston
-50

KAGRA
-150

-100

West [deg]

-50

0

50

100

150

East [deg]more precise GW source localization
more certain GW source parameters
more chances to hunt GW events
more information of GW polarization
more ideas for GW researches

LIGO-Hanford

Virgo

LIGO-Livingston

more man power
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1. 重力波研究の概略

重力波の波源コンパクトな天体の加速度運動によって生じる軸対称系ではX
supernovae

pulsars

black holebinary neutron stars＋ 宇宙論的起源＋ 未知の波源

予測が難しい振幅が小さい振幅が小さい連星合体をターゲットにhttp://gwcenter.icrr.u-tokyo.ac.jp
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1. 重力波研究の概略

連星からの重力波観測によって解明できること
merger phaseinspiral phase“chirp signal”

振幅



ringdown phase

1.0













0.5



0.0

-0.5

-1.0

合体後の質量・角運動量
重力理論の検証

質量・スピン・軌道パラメータ・距離・潮汐力・偏光
連星形成シナリオ

-25

統計

-20

-15

宇宙論パラメータ

post-Newton 展開

原子核状態方程式-10-5

銀河形成シナリオ

数値相対論

0

時間

5

究極理論の構築

http://ligo.org/detections/GW170104.php

BH摂動★ ノイズにまみれた観測データに，予想される波形を掛け合わせて，重力波の検出を行う（matched-ﬁltering法）★ 数値シミュレーションを用いたテンプレートづくり＋パラメータで補間した波形モデル★ 連星BHのパラメータ (m1 , m2 , s1 , s2 , ◆, n, tc , 'c , , r)<latexit sha1_base64="Mh04teE7hG94yDnvEuA6v6XDv3E=">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</latexit>

質量，スピン，軌道傾斜角，合体時刻，位相，偏角，距離

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1. 重力波研究の概略

重力波観測によって解明できること
Test of GR at strong gravity region.

Mechanism of Supernovae

一般相対性理論は正しいか？

超新星爆発のメカニズムは？

強い重力場で重力理論の検証

ブラックホールと中性子星の質量差？

Test of BH no-hair theory

Equation of State of nuclear matter

ブラックホール合体後のふるまいは？

中性子星の最大質量は？

no hair になるか．
（質量，角運動量，電荷の3つの物理量のみか？）

高密度物質の状態方程式は？

Sources of Gamma-ray bursts
ガンマ線バースト現象の起源は？
加速メカニズムは？

Origin of heavy elements
重元素の起源？
r-processは充分に発生するか？

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1. 重力波研究の概略

中性子星 Mass-Radius diagram: 状態方程式の候補たくさん

Figure created by Norbert Wex.
EOSs tabulated in La:mer & Prakash (2001) and provided by the authors.

J1614-2230: Demorest, P.B. +, Nature 467(2010)1081
J0348+0432: Antoniadis, J. +, Science340(2013)448

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1. 重力波研究の概略

重力波観測によって解明できること
Origin of Supermassive Blackholes
銀河中心の超巨大ブラックホールの起源は？
合体成長か，初期にできていたか？

Cosmological Parameters
宇宙の膨張速度の測定
Stellar formation scenario星形成モデルの特定
Early Universe before CMB
CMB以前の初期宇宙の解明

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２. 重力波観測の現状

Target Sensitivity & Schedule“Scenario Paper”[1304.0670ver2020Jan]

LVK collaboration, Living Rev Relativ (2020) 23:3
https://link.springer.com/article/10.1007/s41114-020-00026-9

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２. 重力波観測の現状

Target Sensitivity & Schedule
2015

2016

“Scenario Paper”

2021

2022

O3a O3bO3

50 Mpc90-120Mpc

O3a O3bO4

2016

GW170608 BHBH@340Mpc
GW170814
BHBH@540Mpc
GW170817
NSNS@40Mpc

O2
GW170104 BHBH@880Mpc

O1
GW151226 BHBH@440Mpc

160-190 Mpc

O2

30
Mpc

bKAGRAphase1
2017

2018

1Mpc

25-70Mpc

bKAGRAphase2

O3

O4

2019

2020

[1304.0670ver2020Jan]

LVK collaboration, Living Rev Relativ (2020) 23:3
https://link.springer.com/article/10.1007/s41114-020-00026-9

2020

120-130 Mpc

iKAGRA2015

2019

60-100Mpc

GW150914 BHBH@440Mpc

KAGRA

2018

60-80Mpc

LIGO

Virgo

2017

2021

2022

today

COVID-19 terminated O3bO4 will likely start no earlier thanJune 2022

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International GW network （国際重力波観測ネットワーク）

KAGRA SCIENTIFIC CONGRESS: COLLABORATORS’ INFORMATION EXCHANGE

2019/12/01

KSC Newsletter
Issue 6KAGRA joined International GW Network
Signed up LIGO-Virgo-KAGRA MoA for joint observation

1330 members

465 members

410 members

860 authors

360 authors

240 authors

101 groups

96 groups

110 groups

20 countries

8 countries

14 regions

On October 4, 2019, KAGRA held a ceremony to mark the completion of the detector. The ceremony was in thesite, and after the play of the music of kagura (the traditional Shinto-style ritual music) by local children’s
musical group, Takaaki Kajita, our PI, pushed a button with U Tokyo Executive Vice President Kohei Miyazono
to demonstrate the detector in motion. In the evening of the day, the signing ceremony of a memorandum ofagreement (MoA) on a research collaboration between KAGRA, LIGO and Virgo were held.
This MoA makes KAGRA an equal partner of LIGO and Virgo, and once KAGRA satisfied the criteria for joining
observation then all the scientific achievements will be presented as LIGO-Virgo-KAGRA collaboration. KAGRA
is definitely close to the production phase after the ten-year construction and installation period. !

(Above) Pose for photos after signing a MoA. (from left) EGO vice

KAGRAは，2019年10月にLIGO-VirgoとMoAを結び，共同観測態勢に入ることで合意した．
O3b期のデータ解析から参加し，共同論文の著者となる．

president Christian Olivetto, Virgo spokesperson Jo van den Brand,
KAGRA principal investigator Takaaki Kajita, LIGO Executive Director
David Reitze, KSC board chair Hisaaki Shinkai, and KAGRA vice PI
Masatake Ohashi. At ANA Crowne Plaza hotel Toyama, October 4,
2019. [Photo courtesy of Hida City](Right above) The ceremony at the site. Playing kagura music by local
shrine musicians. (Right below) Takaaki Kajita and U Tokyo Vice
President Kohei Miyazono switched on the green button, and it locked.
[Photos courtesy of H. Oobayashi.]

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２. 重力波観測の現状

GW150914

重力波はじめての直接検出 連星BH

36M+29M=62M
GW150914:FACTSHEETBACKGROUND IMAGES: TIME-FREQUENCY TRACE (TOP) AND TIME-SERIES( B O T T O M ) I N T H E T W O L I G O D E T E C T O R S ; S I M U L AT I O N O F B L A C K H O L E
HORIZONS (MIDDLE-TOP), BEST FIT WAVEFORM (MIDDLE-BOTTOM)

first direct detection of gravitational waves (GW) and first direct observationof a black hole binary
observed by

LIGO L1, H1

duration from 30 Hz~ 200 mssource typeblack hole (BH) binary# cycles from 30 Hz

~10

date

14 Sept 2015

peak GW strain

1 x 10-21

time

09:50:45 UTC±0.002 fm

likely distance

0.75 to 1.9 Gly
230 to 570 Mpc

peak displacement ofinterferometers arms

150 Hz, 2000 km

redshift

0.054 to 0.136

frequency/wavelength
at peak GW strain

signal-to-noise ratio

24

peak speed of BHs~ 0.6 cpeak GW luminosity

3.6 x 1056 erg s-1

false alarm prob.

< 1 in 5 million

radiated GW energy

2.5-3.5 M⊙

false alarm rate

< 1 in 200,000 yr

remnant ringdown freq.

~ 250 Hzremnant damping time

~ 4 ms

Source Masses＊重力波が実際に検出できることが示された＊連星BHの存在＊この質量レンジのBH の存在が初めて示された．

M⊙

total mass

60 to 70

primary BH

32 to 41

secondary BH

25 to 33

remnant BH

58 to 67

mass ratio

0.6 to 1

primary BH spin

< 0.7

secondary BH spin

< 0.9

remnant BH spin

0.57 to 0.72

signal arrival timedelay

arrived in L1 7 ms
before H1

likely sky position

Southern Hemispherelikely orientation
resolved toface-on/off~600 sq. deg.

.

.

remnant size, area

180 km, 3.5 x 105 km2

consistent withgeneral relativity?

passes all tests
performed

graviton mass bound< 1.2 x 10-22 eV

coalescence rate ofbinary black holes

2 to 400 Gpc-3 yr-1

online trigger latency~ 3 min# offline analysis pipelines5

CPU hours consumed~ 50 million (=20,000
PCs run for 100 days)

papers on Feb 11, 201613

# researchers~1000, 80 institutionsin 15 countries

Detector noise introduces errors in measurement. Parameter ranges correspond to 90% credible bounds.
Acronyms: L1=LIGO Livingston, H1=LIGO Hanford; Gly=giga lightyear=9.46 x 10 12 km; Mpc=megaparsec=3.2 million lightyear, Gpc=10 3 Mpc, fm=femtometer=10 -15 m, M⊙=1 solar mass=2 x 10 30 kg

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

21

２. 重力波観測の現状

GW150914

重力波はじめての直接検出 連星BH

★波源までの距離は，13億光年先（400±170 Mpc，z=0.054̶0.136）
だが，方向は決められなかった．

36M+29M=62M★シミュレーションが多数繰り返され，波形が合致する
波源パラメータの特定が行われた．
arXiv:1606.01262

Localization and broadband follow-up of thegravitational-wave transient GW150914
This article is under preparation by the LIGO Scientific Collaboration, the Virgo collaboration,and partner observing facilities. The full version will be posted on or after February 15, 2016. It
will describe the rapid detection and position reconstruction of the gravitational-wave signal andthe broadband follow-up campaign by 21 teams of observers, spanning radio, optical, nearinfrared, X-ray, and gamma-ray wavelengths with ground- and space-based facilities.

LALInference sky map (GCN 18858) Mollweide projection plot

600 平方度真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

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２. 重力波観測の現状

GW170817

連星中性子星の合体

フォローアップ観測の実現
GW170817 FACTSHEET＊連星中性子星の初観測
2017年8月17日
LIGO2台＋Virgoの3台による観測

observed by

H, L, Vsource typebinary neutron star (NS)date

重力波の観測時間は60秒，150サイクル．

time of merger

17 August 201712:41:04 UTC

signal-to-noise ratio

位置決定精度は30平方度．

false alarm rate

合体の27分後，天文学者向けアラート発信
5時間14分後，位置推定情報発信32.4< 1 in 80 000 years

distance

85 to 160 million
light-years

total mass2.73 to 3.29 M⦿

primary NS mass

1.36 to 2.26 M⦿

secondary NS mass

0.86 to 1.36 M⦿

mass ratio

合体の1.74秒後にはガンマ線バーストが観測されていた．
可視光・赤外・X線など多波長での観測が行わ

0.4 to 1.0

inferred duration from 30
Hz to 2048 Hz**~ 60 sinferred # of GW cycles
from 30 Hz to 2048 Hz**~ 3000initial astronomer alert
latency*

27 min

HLV sky map alert latency*
HLV sky area†# of EM observatories that
followed the trigger
also observed inhost galaxy

radiated GW energy> 0.025 M⦿c2

source RA, Dec

radii of NSs

likely ≲ 15 km

sky location

effective spinparameter-0.01 to 0.17

effective precession
spin parameter

unconstrained

viewing angle(without and with hostgalaxy identification)

GW speed deviationfrom speed of light< few parts in 1015

Hubble constant inferredfrom host galaxy
identification

5 hrs 14 min
28 deg2~ 70
gamma-ray, X-ray,ultraviolet, optical,
infrared, radio

NGC 4993
13h09m48s, -23°22’53"

in Hydra constellation≤ 56° and ≤ 28°

62 to 107 km s-1 Mpc-1

れ，マルチ・メッセンジャー天文学が誕生．
2017年10月，記者発表と同日に62本の論文とプレプリントが公開された．

Fermi & INTEGRAL detected GRB
1.7 sec later the merger.
PRL 119 (2017) 161101

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

Images: time frequency traces (top), GW sky map(left, HL = light blue, HLV = dark blue,
improved HLV = green,
optical source location = cross-hair)
GW=gravitational wave, EM = electromagnetic,M⊙=1 solar mass=2x1030 kg,
H/L=LIGO Hanford/Livingston, V=Virgo
Parameter ranges are 90% credible intervals.
*referenced to the time of merger**maximum likelihood estimate†90% credible region23

２. 重力波観測の現状

GW170817

連星中性子星の合体

フォローアップ観測の実現＊連星中性子星の初観測
2017年8月17日
LIGO2台＋Virgoの3台による観測
重力波の観測時間は60秒，150サイクル．
位置決定精度は30平方度．
合体の27分後，天文学者向けアラート発信
5時間14分後，位置推定情報発信
合体の1.74秒後にはガンマ線バーストが観測されていた．
可視光・赤外・X線など多波長での観測が行われ，マルチ・メッセンジャー天文学が誕生．
2017年10月，記者発表と同日に62本の論文とプレプリントが公開された．

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

24

２. 重力波観測の現状

GW170817

連星中性子星の合体

フォローアップ観測の実現
The Astrophysical Journal Letters, 848:L12 (59pp), 2017 October 20

Abbott et al.

★波源方向が30平方度に絞り込まれ，振幅とchirp質量から距離40+8-14 Mpcと予測★追観測によって波源が特定．レンズ状銀河 NGC4993，距離 40 Mpc

Figure 2. Timeline of the discovery of GW170817, GRB 170817A, SSS17a/AT 2017gfo, and the follow-up observations are shown by messenger and wavelength
relative to the time tc of the gravitational-wave event. Two types of information are shown for each band/messenger. First, the shaded dashes represent the times when
information was reported in a GCN Circular. The names of the relevant instruments, facilities, or observing teams are collected at the beginning of the row. Second,
representative observations (see Table 1) in each band are shown as solid circles with their areas approximately scaled by brightness; the solid lines indicate when the25

２. 重力波観測の現状

GW170817

連星中性子星の合体

モデル 中性子星合体により，大量の物質が放出

フォローアップ観測の実現

観測★はじめは可視光で明るく（青いキロノバ）▶ ランタノイド族少なめ▶rプロセスが進み，大量の重元素が合成▶ベータ崩壊や核分裂で加熱，高密度中で光子は捕獲▶やがて膨張・冷却すると，大量の光子が放出される（キロノバ）

次第に赤外で強い（赤いキロノバ）▶ ランタノイド族含む

Period★光速の10-20%で物質放出，0.03 Msun の重元素放出
1
IA
1

1

18
VIII A
±1

H

1s

2

+1 4

2s

Li

Be
w K~
beryllium

6.941

3

3s

4s

K

Ca
O[K~
calcium

7s

4
IV B

Sr

]gbK~
strontium

+3 22

4d

5
VB

6
VI B

7
VII B

8
VIII B

9
VIII B

10
VIII B+4,3,2 23+5,2,3,4 24+3,2,6 25+2,3,4,6,7 26+3,2 27+2,3 28+2,3 29

12
II B

3p

+2,1 30

V

Cr

Mn

Fe

Co

Ni

Cu

Zn

ni\K~
vanadiumS~chromium|Pmanganese

1
iron

Wng
cobaltjcU
nickel4copper

2
zinc

44.96

47.87

50.94

52.00

54.94

55.85

58.93

58.69

63.55

+4 41

+5,3 42+6,3,5 43+7,4,6 44+4,3,6,8 45+3,4,6 46

Y

Zr

Nb

Mo

Tc

Ru

Rh

Pd

Ag

Cd

\WjK~
zirconium

jNt
niobium

 tf
molybdenum

eSkbK~
technetium

ejK~
ruthenium\K~rhodiumo\K~palladium3
silverOh}K~cadmium

91.22

92.91

95.94

98

101.1

102.9

106.4

107.9

88.91

+2

Cs

Ba

_[K~
cesiumn K~barium72

57 71

† 5d

Fr

Ra

s[K~
francium\K~radium

223

226

† 4f

+4,3,6 78+4,2 79

N

O

F

Ne

&'
nitrogen.'oxygensc'
fluorine

kN
neon

12.01

14.01

W

Re

Os

Ir

Pt

Au

Hg

lanthanides`T]e
tungstenjK~rheniumN]}K~
osmium

J \K~iridium#0
platinum

0
gold

3
mercury

180.9

104

183.8

105

186.2

106

190.2

107

192.2

108

195.1

109

197.0

110

S

Cl

Ar


phosphorus$6
sulfur'
chlorine

IX
argon

26.98

28.09

30.97

32.07

6p

+3 32

+4,2 33

Rf

Db

Sg

Bh

Hs

Mt

Ds

Rg

Cn

actinides

htjK~
dubnium[zRK~
seaborgiumz K~
bohrium

mc[K~hassium|Jgk K~
meitneriuma~]`bK~
darmstadtium

gVjK~
roentgentium

Wxj[K~
copernicum

261

262

266

264

277

268

281

272

285

+3 58

+3,4 59+3,4 60

+3 61

+3 62

+3,2 63+3,2 64+3 65+3,4 66

7p

+3 67

2 35

Ge

As

Se

Br

Kr

V|jK~
germaniump'arsenic_selenium('bromineS ug
krypton

72.64

74.92

+3 50

78.96

+4,2 5179.90+3,5 52

2 53

In

Sn

Sb

Te

I

Xe

]^
tin

Ib
antimonyetelluriumK'
iodine

Q_l
xenon

114.8

118.7

121.8

127.6

126.9

+1,3 82+2,4 83+3,5 84+4,2 85

Tl

Pb

Bi

Po

At

Rn

2
lead

q]|]
bismuth{jK~poloniumI]`bastatine

h
radon

207.2

114

209.0

209

115

210

116

117

Fl

Uup

Lv

Uus

Uuo

ununtriumsqK~
flerovium

ununpentiumn K~
livermorium

ununseptium

ununoctium

284

289

288

292

293

294

+3 68

+3 69

+3,2 70+3,2 71

Pm

Sm

Eu

Gd

Tb

Dy

Ho

Er

Tm

Yb

Lu

`
lanthanum_ K~
ceriumu_N\~
praseodymiumkN\~
neodymiumubK~
promethium

Y| K~
samarium

KrK~
europium

Ph jK~
gadoliniumeqK~
terbium\]u[K~
dysprosiumy}K~holmiumMqK~
erbiumd K~thulium

JceqK~ytterbiumebK~
lutetium

140.9

144.2

145

150.4

152.0

157.3

158.9

162.5

164.9

168.9

173.0

175.0

+6,3,4,5 93+5,3,4,6 94+4,3,5,6 95+3,4,5,6 96+3 97+3,4 98

Ac

Th

Pa

U

Np

Pu

Am

Cm

Bk

ISbjK~
actiniumg K~
thoriumugISbjK~
protactiniumK
uranium

kudjK~
neptuniumugjK~
plutoniumI [K~
americiumQ K~
curiumnS K~
berkelium

227

232.0

231.0

238.0

237

239

243

247

247

+3 99

Cf

167.3
+3 100Es+3 101+3,2 102+2,3 103

251

252

+3

Fm

Md

No

Lr

sL}K~
fermiumfqK~
mendeleviumlw K~
nobelium[K~
lawrencium

257

258

259

262

現在，周期表に Fe より重い元素があるのは何故か？
O yjK~ IJ]`JjK~
californium
einsteinium

750'
90'

+3

Nd
+5,4 92

222

118

Uut

Pr
+4 91

131.3

86

` K~
thallium

Ce
140.1

83.80
1 54

J\K~
indium

La
+3 90

39.95
1 36

Ga

204.4

Zy\K~
rutherfordium

35.45

3 34

P K~
gallium

113

ISblJh

20.18
1 18

P

81

112

2 17

Si

200.6

111

19.00

3 16

UJ'
silicon

5p

+2,1

16.00

4 15

Al

112.4

+3,1 80

Ta

138.9

‡ 5f

+4,6,8 77``tantalum89

actinides+7,4,6 76

Hf

89 103‡ 6d+6,4 75

msjK~
hafnium

178.5

+2

+5 74

`lJh

137.3

+1 88

+4 73

1 10

C

69.72

Jcg K~
yttrium

2 9!'carbon

49

+2

3 8

I}jK~
aluminum

4p

+1 48

v K~
helium

B

+3 14

65.41

+2,4 47

He

17
VII A

yK'
boron

31

+2

Ti
+3 40

4 7

10.81

11
IB

16
VI A

4.003
+3 6

BD;FAG'b`titanium

87.62

+1 56

(rare earth metals)

電磁波による追跡観測結果（点）がよく合致する



Sc

57

★キロノバモデルの数値計算による各バンドの減光の予測（線）と，

C%

15
VA

宇宙の始まりは素粒子．
だんだんと冷えるにしたがって水素 (H)が形成．
集まって星ができ，核融合で恒星になる．
しかし，核融合は，鉄(Fe)までしか進まない．
lanthanides

Kawaguchi-Shibata-Tanaka, ApJ 865 (2018) L21

850'
90' 5

/]O\K~
scandium

39

+2

Rb

132.9

7

21

3d

q\K~
rubidium

87

3
III B

40.08
+1 38

14
IV A

13

+2

O K~
potassium

6s

13
III A

24.31
+1 20

85.47

6

>H?'

C

@

Mg

55

)BEBC

+2|Tk[K~
magnesium

39.10

5s



<

2p

Na

37

5

@

ig K~
sodium22.99

4

4copper

63.55

9.012
+1 12

19

' ,:' *,: '++2 90'bK~
lithium11

Cu750'

1.008

2+2,1  -@=GJNB

:

'+

2
II A

'
hydrogen

3

 29

"

超新星爆発で作られた！
中性子星連星合体で作られた！

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

26

２. 重力波観測の現状

GW170817 状態方程式への制限
LIGO/Virgo, PRL 119 (2017) 161101

いちばん最初の結果は，柔らかいEOS好みだったが，最近は変わってきた．
LIGO/Virgo, PRL 121 (2018) 161101

Capono+, Nat. Astro. 4 (2020) 625 (arXiv: 1908.10352)

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

27

２. 重力波観測の現状

O1 (2015/9/12 - 2016/1/19)

3 BHBH

GW150914: the first ever detection of gravitational waves from the merger of two black holes more than a billion light years away
https://media.ligo.northwestern.edu/gallery/mass-plot

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

28

２. 重力波観測の現状

O2 (2016/11/30 - 2017/8/25)

After O2：GWTC1 (2018/12/3 released)

10 BHBH
1 NSNS• GW170814: the first GW signal measured by the three-detector network, also from a binary black hole (BBH) merger;• GW170817: the first GW signal measured from a binary neutron star (BNS) merger — and also the first event observed in light,
by dozens of telescopes across the entire electromagnetic spectrum.

https://media.ligo.northwestern.edu/gallery/mass-plot

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

29

２. 重力波観測の現状

O3a (2019/4/1 - 2019/9/30)

After O3a：GWTC2 (2020/10/28 released)

46 BHBH
2 NSNS
2 BH+?

•
•
•
•
•
•
•
•

GW190412: the first BBH with definitively asymmetric component masses, which also shows evidence for higher harmonics
GW190425: the second gravitational-wave event consistent with a BNS, following GW170817
GW190426_152155: a low-mass event consistent with either an NSBH or BBH
GW190514_065416: a BBH with the smallest effective aligned spin of all O3a events
GW190517_055101: a BBH with the largest effective aligned spin of all O3a events
GW190521: a BBH with total mass over 150 times the mass of the Sun
GW190814: a highly asymmetric system of ambiguous nature, corresponding to the merger of a 23 solar mass black hole with a 2.6 solar masscompact object, making the latter either the lightest black hole or heaviest neutron star observed in a compact binary
真貝（大阪工大）@「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム
2021-1-28
GW190924_021846:
likely the lowest-mass
BBH, with both black holes exceeding 3 solar masses30

２. 重力波観測の現状

GWTC-2（突発的重力波カタログ2 ）Gravitational Wave Transient Catalog 2
arXiv:2010.14527
https://dcc.ligo.org/LIGO-P2000223/public

39 events in O3a36BHBH, 1 NSNS, 2 BH+unknown
GWyymmdd̲hhmmss for new events
False-Alarm Rate < 2/1yr• GW190412: the first BBH with definitively asymmetric component masses, which also
•
•
•
•
•
•

•

shows evidence for higher harmonics
GW190425: the second gravitational-wave event consistent with a BNS, following
GW170817
GW190426_152155: a low-mass event consistent with either an NSBH or BBH
GW190514_065416: a BBH with the smallest effective aligned spin of all O3a events
GW190517_055101: a BBH with the largest effective aligned spin of all O3a events
GW190521: a BBH with total mass over 150 times the mass of the Sun
GW190814: a highly asymmetric system of ambiguous nature, corresponding to themerger of a 23 solar mass black hole with a 2.6 solar mass compact object, making
the latter either the lightest black hole or heaviest neutron star observed in a compact
binaryGW190924_021846: likely the lowest-mass BBH, with both black holes exceeding 3
solar masses

arXiv:2010.14529
arXiv:2010.14533

Test of GR
Population properties31

２. 重力波観測の現状

O3a (2019/4/1 - 2019/9/30)

After O3a：GWTC2 (2020/10/28 released)

150 Msun 超の中間質量BHの存在発見！

BH質量分布に山？

2‒5 Msun の mass gapにもコンパクト天体？

BH＋NS連星NS 想定より少ない？

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

32

２. 重力波観測の現状

LIGO/Virgo

GWTC-2 カタログからわかること

arXiv:2010.14533★ 最小のBHの発見 6 Msun あるいは2.6 Msun
GW190814（23 Msun + 2.6 Msun）BHBH or BHNS
★ 最大のBHの発見 150 Msun
GW190521（85 Msun + 66 Msun）

2.6 Msun の天体はBHかNSか？

★ 質量比の大きなBHBHの発見
GW190412（30 Msun + 8.3 Msun）とGW190814★ 実効的スピンがゼロでないBHBHの発見
ダイナミカルに形成された連星か★ BHの質量分布
指数が 2.00 ~ 2.73 のべき乗則★ 連星のイベントレート＋40Msun にピークをもつ正規分布
ピークの起源は？

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

33

２. 重力波観測の現状

LIGO/Virgo

GW190521

中間質量BHの発見（１）

PRL 125 (2020) 101102

質量85 +21-14 Msun + 66 +17-18 Msun -> 142 +28-16 Msun

距離5.3 +2.4-2.6 Gpc, z= 0.82 +0.28-0.34

100
Stellar-mass BH

105

Intermediate-massBH
中間質量BH

Msun
Super-massive BH
超巨大BH

100 Msun 超の中間質量BHの存在発見！

星の重力崩壊理論では，
65 Msun 以上のBHは，形成されないM87 by EHT
質量65億Msun

距離5500万ly
16.9 Mpc

PRL 125 (2020) 101102

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

34

２. 重力波観測の現状

LIGO/Virgo

GW190521

中間質量BHの発見（２）

PRL 125 (2020) 101102

質量85 +21-14 Msun + 66 +17-18 Msun -> 142 +28-16 Msun

距離5.3 +2.4-2.6 Gpc, z= 0.82 +0.28-0.34

100
Stellar-mass BH

105

Intermediate-massBH
中間質量BH

Msun
Super-massive BH
超巨大BH

100 Msun 超の中間質量BHの存在発見！

星の重力崩壊理論では，
65 Msun 以上のBHは，形成されない第２世代の合体現象と考えられる

M87 by EHT
質量65億Msun

距離5500万ly
16.9 Mpc

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

35

２. 重力波観測の現状

LIGO/Virgo

ガンマ線バースト現象近傍の重力波探索

arXiv:2010.14550

O3aの観測期に，Fermi/Swift で発見されたGRB現象の前後でのGWバーストの有無を調べた．
short GRB (数ms--数s) : NSNSの合体，BHがNSを飲み込む(GW170817) ▶ Modeled Search for 32 GRBs
long GRB (数s--数min) : 超新星由来?

▶ Generic Burst Search for 105 GRBs

重力波未検出GRB発生源の距離は不明．
▶ その時刻の重力波干渉計の「観測可能距離」よりも遠方であったと考えられる．

chirp 信号を用いた32個の解析でのバースト波探査を用いた105個の解析での「除外距離」「除外距離」

GRB190610Aに対しては，NSNS合体を仮定すると
63 Mpc（約2億光年）以上の距離と思われる．
GRB発生源の近くには165 Mpc（約6億光年）離れた銀河がある．

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

36

２. 重力波観測の現状

LIGO/Virgo

ミリ秒パルサーに「山」見つからず

ApJL 902 (2020) L21( arXiv:2007.14251 )O1+O2+O3aのデータを用いて，５つのパルサーからのGW放出を調べた
PSR J0437-4715

がか座

PSR J0711-6830

510光年

5.75 ms 最も精度よく位置が判明している天体

3400光年

5.5 ms22.7 ms NS+NS, ダブル・パルサーのA，8500万年後に合体

PSR J0737-3039A

とも座

1600光年PSR J0534+2200

Crab pulsar (かに星雲)

6300光年PSR J0835-4510

Vela pulsar (ほ座)800光年

33 ms NS，SN1054
89.3 ms NS，３番目に明るい天体

重力波未検出
重力波未検出パルサーの形状を赤道面に「山」あり，と仮定すれば，「山」は 10-8 未満
J0711-6830 は，スピンダウン率以下の重力波放出とわかる
真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

37

２. 重力波観測の現状

LIGO/Virgo+NICER

パルサーJ0537-6910
X線で観測が続けられているパルサー

arXiv:2012.12926

PSR J0537-6910，16万光年先

他の既知のパルサーよりも速くエネルギーを失う（「スピンダウン光度」大）＋多くのグリッジ（時折見られるスピンアップ）．

ブレーキング指標
n=5 （パルサーの非対称性から発生する重力波）
n=7 （パルサー表面の物質波-> 重力波）

重力波未検出
重力波未検出パルサーの形状を赤道面に「山」あり，と仮定すれば，「山」は数十cm未満
重力波放出によるエネルギー放出は，スピンダウン光度の14%以下．

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

38

２. 重力波観測の現状

O3a (2019/4/1 - 2019/9/30)

After O3a：GWTC2 (2020/10/28 released)

150 Msun 超の中間質量BHの存在発見！

BH質量分布に山？
BHの起源/連星BHの起源？

2‒5 Msun の mass gapにもコンパクト天体？

BH＋NS連星NS 想定より少ない？

中性子星の最大質量？

連星NSの起源？

中性子星の状態方程式？

Hyper-massive NS ? Ultra-light BH? Exotic Object?
真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

39

２. 重力波観測の現状

arXiv:2010.14529

GWTC-2: Test of General Relativity by LIGO-Virgo
1. Residuals test
2. Inspiral‒merger‒ringdown consistency test
3. Hierarchical analysis
4. Parametrized test
5. Spin-induced quadrupole moment
6. Ringdown
7. Echoes
8. Dispersion

Subtract the best ﬁt template for the event from the strain data andcompute the 90% upper limit on residual SNR.

9. Polarizations
Check whether the residual SNR is consistent with SNR from noise:measure SNR from noise-only times around the event times,
yielding a p-value
All p-values consistent with residual SNR produced by noise

No statistically signiﬁcant deviations from GR
真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

40

２. 重力波観測の現状

arXiv:2010.14529

GWTC-2: Test of General Relativity by LIGO-Virgo
1. Residuals test
2. Inspiral‒merger‒ringdown consistency test
3. Hierarchical analysis
4. Parametrized test
5. Spin-induced quadrupole moment
6. Ringdown

Waveform models
IMRPhenom - phenomenological PN-based models, calibrated to NR

7. Echoes

SEOB - aligned-spin eﬀective-one-body models, calibrated to NR

8. Dispersion(note: only includes quadrupole)

9. Polarizations

GW190814◀ IMRPhenom waveform test
mostly consistent, but …

GW170823
GW190408 181802

GW170823
GW190408 181802
GW190814◀ 39.5M+29.5M, SNR@ inspiral < 8◀ 24.5M+18.3M, with multimodal posterior◀ 23M+2.6M, large mass ratio everNo statistically signiﬁcant deviations from GR
真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

41

２. 重力波観測の現状

arXiv:2010.14529

GWTC-2: Test of General Relativity by LIGO-Virgo
1. Residuals test
2. IMR consistency test
3. Hierarchical analysis
4. Parametrized test
5. Spin-induced quadrupole moment
6. Ringdown
7. Echoes
8. Dispersion
9. Polarizations

No statistically signiﬁcant deviations from GR
真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

42

２. 重力波観測の現状

arXiv:2010.14529

GWTC-2: Test of General Relativity by LIGO-Virgo
1. Residuals test
2. IMR consistency test
3. Hierarchical analysis
4. Parametrized test
5. Spin-induced quadrupole moment
6. Ringdown
7. Echoes
8. Dispersion
9. Polarizations

No signiﬁcant evidence for higher-mode in ringdown part真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

43

３. 重力波観測の将来

Whatʼs in 2021?
Five years ago, GW physics was a “future story”. People did not know the existence of BBH, BH over 10 solar mass (except SMBH).
Now LIGO/Virgo announced 50 events in October 2020 as GWTC-2 up to their O3a.

+9mo
delay

➡ 3BHBH+3mo➡ +4BHBH➡ +1NSNS

2021 Spring : O3a ﬁnal analysis: O3a data release: O3b catalog
2021 Fall : O3b ﬁnal analysis: O3b data release

2021
LIGO Hanford:
UpgradeLIGO Livingston: Upgrade
Virgo : Upgrade -> Test Run
KAGRA : Upgrade+6mo➡ +39BHBH➡ +1NSNS➡ +2BH+?

2022 June or later
LVK O4 start

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

44

３. 重力波観測の将来

Next Decade?
2015

LIGO

2016

2017

2018

2019

2020

2021

2022

2023

2025

2026

2027

60-80Mpc

60-100Mpc

120-130 Mpc

160-190 Mpc

Target 330 Mpc

O1

O2

O3a O3b

O4

O5

Virgo

?

2017

?

90-120Mpc

150-260Mpc

O2

O3a O3b

O4

O5

?

2018

2019

?

?

25-80Mpc

130+ Mpc

O3GK

O4

O5

2020

2021

2029

?

2030

2031

? Cosmic Explorer

?

1Mpc

?

2028

?

50 Mpc?
2016?

30 Mpc

KAGRA

2015

2024

?

?

?

?

?

Einstein Telescope

Target 330 Mpc

2022

LIGO-India

today

2023

2024

2025

O5

?
2026

2027

2028

2029

2030

2031

+ space-borne GW detector projects.

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

45

３. 重力波観測の将来

Next Decade?
2015

LIGO

2016

2017

2018

2019

2020

2021

2022

2023

2025

2026

2027

60-80Mpc

60-100Mpc

120-130 Mpc

160-190 Mpc

Target 330 Mpc

O1

O2

O3a O3b

O4

O5

Virgo

?

2017

?

90-120Mpc

150-260Mpc

O2

O3a O3b

O4

O5

?

2018

2019

?

1Mpc

25-80Mpc

O3GK

O4

2020

2021

?

Upgrade

2028

2029

?

130+ Mpc

2030

2031

? Cosmic Explorer?

50 Mpc?
2016?

30 Mpc

KAGRA

2015

2024

?

Einstein Telescope

Upgrade

O5

?

?

?

?

?

?

Target 330 Mpc

2022

LIGO-India

today

2023

2024

2025

O5

?
2026

2027

2028

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

2029

2030

2031

46

３. 重力波観測の将来

https://antimatterwebcomics.com/comic/physics-nobel-prize-2017/https://antimatterwebcomics.com/comic/gw170817/

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

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３. 重力波観測の将来

超新星爆発への期待

ベテルギウス642±146 光年
11 Msun
900 Rsun2019-2020 大幅な減光あり▶大きな塵が光が吸収？ X▶大きな黒点が出現していた模様★バースト的な重力波探索（2台以上の干渉計でのほぼ同時バースト探査）は継続して行われているが，超新星爆発やGRBとの関連はまだ．
★超新星爆発のメカニズムの解明，発生する重力波・ニュートリノ・電磁波の放出予測の計算が望まれる真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

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３. 重力波観測の将来

重力波観測の将来計画（地上）late 2010s

early 2020s

O3
USAlate 2020s

early 2030s

O4

aLIGO

A+

Cosmic Explorer ?
LIGO-India

EuropeaVirgoaVirgo+Einstein Telescope ?
Europe

eLISA

KAGRA

Japan

EM counterparts(certain)

1

Evan Hall, MITJapan

DECIGO?

Cosmic Explorer

Einstein Telescope

40km L-shape

10km Triangle

NS+NS
1.4+1.4M

BH+BH
30+30M

どちらもconsortiumが結成され，予算申請の準備中

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

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３. 重力波観測の将来

重力波観測の将来計画（宇宙空間）
重力波宇宙干渉計LISA（リサ） ESA予算承認
Laser Interferometer Space Antenna

重力波の検出感度-

2034年に打ち上げ予定
250万kmの腕の長さ
地球の公転軌道のL4低周波数帯（mHzからHz帯）







   -   

10^5M+10^5M









-








10^3M+10^3M





-









10M+10M

eLISA











B-DECIGO

-

重力波宇宙干渉計DECIGO（ディサイゴ）構想中
Deci-hertz Interferometer GW Observatory
1000kmの腕の長さ
低周波数帯（deciHzからHz帯）

-









bKAGRA

周波数[Hz]

宇宙全体スケールで巨大ブラックホール連星合体の重力波が検出できる真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

銀河中心の超巨大BH形成過程がわかる
宇宙の膨張速度がわかる

50

BH連星合体から銀河中心SMBHの形成シナリオを決める★ BH連星合体が繰り返されて，SMBHが形成されると考える★ 1つの銀河にいくつBH連星合体があるかを数える★ 宇宙にいくつ銀河があるかを数える★ LIGOやKAGRAの検出器感度で，1年にいくつ観測できるのか予想する重力波観測によって解明できること
Test of GR at strong gravity region.

Mechanism of Supernovae

一般相対性理論は正しいか？

超新星爆発のメカニズムは？

強い重力場で重力理論の検証

ブラックホールと中性子星の質量差？

Test of BH no-hair theory
ブラックホール合体後のふるまいは？
no hair になるか．
（質量，角運動量，電荷の3つの物理量のみか？）Sources of Gamma-ray bursts
ガンマ線バースト現象の起源は？
加速メカニズムは？

Equation of State of nuclear matter
中性子星の最大質量は？
高密度物質の状態方程式は？

Origin of heavy elements
重元素の起源？
r-processは充分に発生するか？

真貝（大阪工大）@ 「富岳で加速する素粒子・原子核・宇宙・惑星」シンポジウム 2021-1-28

52

マルチ・メッセンジャー天文学の誕生

ガンマ線

X線

可視光

赤外

電波

重力波
は
じ
め
ま
し

重
力
波
天
文
学