重力波
直接観測の意義と展望
真貝寿明 (大阪工業大)
http://www.oit.ac.jp/is/~shinkai/

2017/8/7 天文教育研究会

講演12016年2月，LIGOが重力波を初めて検出した，と発表した

四国新聞だけちがった．．．残念（笑）

2016年2月，LIGOが重力波を初めて検出した，と発表した

2015年9月14日

contents
1. 重力波とはEinsteinが残した100年越しの宿題
2. 直接観測された重力波
LIGOグループが発見した3つの重力波イベント
3. 将来の重力波観測
日本のKAGRA
宇宙空間での重力波観測contents
1. 重力波とはEinsteinが残した100年越しの宿題
2. 直接観測された重力波
LIGOグループが発見した3つの重力波イベント
3. 将来の重力波観測
日本のKAGRA
宇宙空間での重力波観測

重力の正体は？
重力の正体は？

http://hikingartist.com/

重力の正体は？
重力の正体は？

http://hikingartist.com/

重力の正体は？
重力の正体は？

ニュートン
Mm
F =G 2r

万有引力＝すべてのものは引力で引き合う

重力の正体は？
重力の正体は？

「万有引力があるからだ」（ニュートン , 1687）

d2 x
m 2 =Fdt

Mm
F =G 2r「時空のゆがみだ」
http://hikingartist.com/（アインシュタイン , 1915）

一般相対性理論Rµ⌫18⇡GRgµ⌫ = 4 Tµ⌫2c⌫⇢d2 ⇠ µd⇠d⇠µ=R⇠⌫⇢2d⌧d⌧ d⌧www.phdcomics.com“gravitational waves explained”

重力波の波源
sources of gravitational wave
http://gwcenter.icrr.u-tokyo.ac.jp/

連星合体を予測が難しい

振幅が小さい振幅が小さいターゲットに重力波は弱いのであらかじめ，波形の予測が必要
ノイズにまみれたデータに，予測した波形があるか探す重力波

幻の発見 (1968/70)
Joseph Weber (pictured), a physicist at the University of Maryland inCollege Park, believed that gravitational waves were real. In 1969, heannounced that he had found them with a detector of his own invention: analuminium cylinder, about 2 metres long and 1 metre in diameter, that ‘rang’
when it was struck by such a wave2. His result was never replicated, andwas eventually rejected by nearly everyone except Weber himself.
Nonetheless, his work drew many other researchers into the gravitational
wave field.

68年に「２台の装置で同時に重力波信号を検出」
70年に「重力波信号はおよそ一日に三回の頻度で検出され、検出装置が銀河の中心に対して垂直方向に向いているときに検出率が高い」と発表したが，他のグループで追試されず．

ウェーバー
Joseph Weber連星中性子星の発見 (1974)

パルサー＝中性子星
半径 10km位
質量 1.4x太陽

Arecibo, Puerto Rico

http://www.nobelprize.org/nobel̲prizes/physics/laureates/1993/illpres/discovery.html

連星中性子星の発見 (1974)

重力波を放出してエネルギーを失うので，星が近づいてゆく．

重力波の存在が間接的に確かめられた．

連星中性子星の発見 (1974)"for the discovery of a new type of pulsar, a
discovery that has opened up new
possibilities for the study of gravitation""重力についての新しい研究を開いた，新種のパルサーの発見に対して"重力波の存在が間接的に確かめられた．

重力波の存在が間接的に確かめられた．
重力波の直接観測をしたい！

連星中性子星連星ブラックホール
Inspiral
1.0

重力波の振幅 × 10

Merger Ringdown−22

ブラックホール形成の重力波波形

0.50.0!0.5!1.0

連星のインスパイラル運動からの重力波波形!25!20!15!10

時間 [ミリ秒]!50

合体の時刻

5ブラックホールの合体シミュレーション

２つのブラックホールの合体と重力波放出（90年代，NCSAグループ）

ブラックホールの合体シミュレーション

NCSA-AEI group (1998)

contents
1. 重力波とはEinsteinが残した100年越しの宿題
2. 直接観測された重力波
LIGOグループが発見した3つの重力波イベント
3. 将来の重力波観測
日本のKAGRA
宇宙空間での重力波観測

LIGO（ライゴ：レーザー干渉計重力波天文台）
Laser Interferemeter Gravitational-Wave Observatory （1992年予算承認)

https://mediaassets.caltech.edu/gwave

Science 256 (1992) 325
地面振動(seismic noise)

熱雑音(thermal noise)

量子雑音(shot noise)21

signal = gw + noise
Science 256 (1992) 325

strain noise
spectral density [sec]22PRL 116 (2016) 061102

Science 256 (1992) 325

2015/9/16--2016/1/15
Observational run 1
2016/11/30—
Observational run 2
23

2015/9/25

2016/1/11

重力波初検出を発表するライツィLIGO所長
2016年2月11日“We had detected gravitational waves.
“我々は，重力波を検出した.

We did it. ”

やり遂げたのだ. ”

https://www.youtube.com/watch?v=aEPIwEJmZyE2015年9月14日

重力波波形を音にすると．．．

始め2回は実周波数，後の2回は聞えやすいように+400Hz
https://mediaassets.caltech.edu/gwave

2015年9月14日

太陽の36倍と29倍のブラックホールが合体して，太陽の62倍のブラックホールになった．
3倍の質量が消失

E = mc
13億光年先2www.ligo.org/magazine/LIGO-magazine-issue-8.pdf

GW150914
h(t)

freq

time

Animation of the inspiral and collision of two black holes consistent with the masses and spins of GW170104. The top part of the movie shows the black hole horizons (surfaces of "no return"). The initial twoblack holes orbit each other, until they merge and form one larger remnant black hole. The shown black holes are spinning, and angular momentum is exchanged among the two black holes and with the orbit. This results
in a quite dramatic change in the orientation of the orbital plane, clearly visible in the movie. Furthermore, the spin-axes of the black holes change, as visible through the colored patch on each black hole horizon, whichindicates the north pole.
The lower part of the movie shows the two distinct gravitational waves (called 'polarizations') that the merger is emitting into the direction of the camera. The modulations of the polarizations depend sensitively on theorientation of the orbital plane, and thus encode information about the orientation of the orbital plane and its change during the inspiral. Presently, LIGO can only measure one of the polarizations and therefore obtains
only limited information about the orientation of the binary. This disadvantage will be remedied with the advent of additional gravitational wave detectors in Italy, Japan and India.
Finally, the slowed-down replay of the merger at the end of the movie makes it possible to observe the distortion of the newly formed remnant black hole, which decays quickly. Furthermore, the remnant black hole is"kicked" by the emitted gravitational waves, and moves upward. (Credit: A. Babul/H. Pfeiffer/CITA/SXS.) - See more at: http://ligo.org/detections/GW170104.php#sthash.NZPaW2LT.dpuf

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

arXiv:1606.01262

著者1010人
PRL 16ページ

2016年2月，LIGOが重力波を初めて検出した，と発表した

東京新聞

「窮理」

2016/2/12

2016/８毎日新聞

2016/2/13

2017年1月センター試験

国語小林博司「科学コミュニケーション」

2017年1月センター試験

国語小林博司「科学コミュニケーション」

37

2017年1月大阪工業大学

物理38

GW150914

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~10date14 Sept 2015

peak GW strain1 x 10-21time

09:50:45 UTC
0.75 to 1.9 Gly
230 to 570 Mpc±0.002 fm

likely distancepeak 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 MassesM⊙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 pipelines

5CPU hours consumed~ 50 million (=20,000PCs 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

o-d

GW151226:FACTSHEET

0GW151226~1 ssource typeblack hole (BH) binary# cycles from 35 Hz~55

date26 Dec 2015

03:38:53 UTC

signal arrival timedelay

arrived in H1 1 ms afterL1distance

250 to 620 Mpc

peak GW strain~ 3.4 x 10-22

redshift

0.05 to 0.13

peak displacement ofinterferometers arms

~ ±0.7 am

frequency/wavelength
at peak GW strain

420 Hz, 710 km

peak speed of BHs~ 0.6 cpeak GW luminosity

2 to 4 x 1056 erg s-1radiated GW energy

0.8-1.1 M⊙

12signal-to-noise ratio

13

false alarm prob.

~ 1 in 10 million

total mass

20 to 28

primary BH

11 to 23

secondary BH

5 to 10remnant BH

19 to 27

mass ratio> 0.28spin of one of theblack holes> 0.2

remnant BH spin

0.7 to 0.8

resolved to~850 sq. deg.

ft:

remnant ringdown freq.

~ 750 Hz.

remnant damping time~ 1.3 ms.

remnant size, area
online trigger latency

60 km, 3.5 x 104 km2# offline analysis pipelines~ 67 s2

no-doParameter ranges correspond to 90% credible bounds. Acronyms: L1/H1=LIGO
Livingston/Hanford; Mpc=mega parsec=3.2 million lightyear, am=attometer=10 -18 m,
M⊙=1 solar mass=2 x 10 30 kg-v
10raM⊙

noD
CC

time

tc
tc
i
rc
irc
u
laul

duration from 35 Hz

26

LIGO L1, H1

Source Masses

D

15億光年先（440 190 Mpc）
（z=0.05̶0.13）

observed byP1
514Msun + 7.5 MsunのBHが合体して 21 Msun
（1 Msun分の質量が消失）-v
1

BACKGROUND IMAGES: TIME-FREQUENCY TRACE (TOP) AND
S I G N A L - T O - N O I S E R AT I O T I M E - S E R I E S ( 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 ; E X A M P L E WAV E F O R M ( M I D D L E )GW170104

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

Comparison of gravitational-wave signal templates from recent LIGO observations. This figure shows reconstructions of the three confident and one candidate (LVT151012) gravitational wave signals
detected by LIGO to date, including the most recent detection GW170104. Each row shows the signal arriving at the Hanford detector as a function of time. The thickness of the curves indicates the 90%
confidence interval on the model parameters. Only the portion of each signal that LIGO was sensitive to is shown here (the final seconds leading up to the black hole merger). [Credit: LIGO/B. Farr (U.
Chicago)] - See more at: http://ligo.org/detections/GW170104.php#sthash.QTJIckcl.dpuf

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

Sky Map of LIGO's Black-Hole Mergers. This threedimensional projection of the Milky Way galaxy onto atransparent globe shows the probable locations of thethree confirmed LIGO black-hole merger events—
GW150914 (blue), GW151226 (orange), and the mostrecent detection GW170104 (magenta)—and a fourth
possible detection, at lower significance (LVT151012,green). The outer contour for each represents the 90
percent confidence region; the innermost contour
signifies the 10 percent confidence region. [Image credit:
LIGO/Caltech/MIT/Leo Singer (Milky Way image: AxelMellinger)] - See more at: http://ligo.org/detections/
GW170104.php#sthash.pwWdVLL4.dpuf

Forecasting LIGO Detections in the Three-Detector Era. This map illustrates
how the addition of the Virgo detector, scheduled to come online this summer,
could improve the localization of sources of gravitational waves. The map showsthe estimated locations of the four black-hole merger events detected by LIGO todate (including one event seen at lower significance), after including hypothetical
Virgo data. Outer contours represent the 90 percent confidence region; innermost
contours signify the 10 percent confidence region. [Image credit: LIGO/Caltech/MIT/Leo Singer (Milky Way image: Axel Mellinger)] - See more at: http://ligo.org/detections/GW170104.php#sthash.NZPaW2LT.dpuf

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

1. Gravitational Wave >> Expected Eventsp
1/2
Strain Sensitivity Sn (f )[Hz]Observed  BH-‐‑‒BH  binary  mergers

10-17

10-19

●

◆10-21

■
●

◆●
■

◆

●

●
■

◆◆

10-23

■

■

LIGO/KAGRA
1101001000

104frequency [Hz]201706 　真⾙貝46

M1+M2=Mf,
Mdiﬀ/Mtotala̲ﬁnalMpcz

SNRdeg^2

PRL116,061102(2016/2/11)

36.2+29.1=62.3+3.0
4.59%
0.68

410Mpc
0.09

24600

LVT151012(2016/2/11)

23+13=35+1.5
2.78%
0.66

GW151226

PRL116,241103(2016/6/15)

14.2+7.5=20.8+0.9
4.15%
0.74

440Mpc
0.09

13850

GW170104

PRL118,221101(2017/6/1)

31.2+19.4=48.7+1.9
3.75%
0.64

880Mpc0.18131300

GW150914

https://losc.ligo.org/events/GW150914/
https://losc.ligo.org/events/LVT151012/
https://losc.ligo.org/events/GW151226/
https://losc.ligo.org/events/GW170104/

contents1. 重力波とはEinsteinが残した100年越しの宿題
2. 直接観測された重力波
LIGOグループが発見した3つの重力波イベント
3. 将来の重力波観測
日本のKAGRA
宇宙空間での重力波観測

LIGO（ライゴ：レーザー干渉計重力波天文台）
Laser Interferemeter Gravitational-Wave Observatory （1992年予算承認)

https://mediaassets.caltech.edu/gwave

KAGRA（かぐら：大型低温重力波望遠鏡）
Kamioka Gravitational wave detector, (Large-scale Cryogenic Gravitational wave Telescope)

望遠鏡の大きさ：基線長 3km
望遠鏡を神岡鉱山内に建設
鏡をマイナス250度（20K）まで冷却
熱雑音を小さくするため鏡の材質としてサファイア
光学特性に優れ、低温に冷却すると熱伝導や機械的損失が少なくなる

http://gwcenter.icrr.u-tokyo.ac.jp/plan/history重力波宇宙干渉計LISA
ESA予算承認Laser Interferometer Space Antenna

2017/6/20

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）

重力波波形のデータ解析
SETI@home, Einstein@home の 日本版をつくりたい．

http://setiathome.berkeley.edu

https://www.aei.mpg.de/972495/einsteinathome̲gammapsrs2013

https://einsteinathome.org/ja/home重力波天文学で何がわかる？
対応する天体の姿
天体物理学
ブラックホールの存在する強い重力場
一般相対性理論の検証
中性子星連星合体のふるまい
原子核の状態方程式
イベント頻度・統計
星形成モデル・銀河中心ブラックホール
宇宙論パラメータ
背景重力波の存在
星形成モデル・宇宙初期モデル

重力波天文学で何がわかる？
とんでもないこと？

世の中，実は5次元．．とか

why not more?

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

天の川銀河 (our Galaxy)

http://shop.nationalgeographic.com/ngs/product/maps/wall-maps/space-maps/the-milky-way-map%2C-laminated
http://ernstgraphics.wordpress.com/page/2/

Model of SMBH (super-massive black-hole)

Volonteri, Science 337 (2012) 54458

現在進行中の研究（1）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

√Strain noise amplitude[1/ Hz]

Signal-to-Noise Ratio (SNR)Kagra

TOBAaVIRGO
aLIGOET





frequency[Hz]60現在進行中の研究（1）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(a1) SNR=10, KAGRA

100

Event Rate [1/yr]

1012

Nmerger

1011
1010
1091081071050100500

1000

BH mass (final BH) [M ]

5000

104

7 events/yr(a2) SNR=10, KAGRA

50

peak at 60M
105range 40M-150M

10.5

10210 events/yr
50

1005001000

BH mass (final BH) [M ]

5000

104

Event Rates at bKAGRA/aLIGO(a1) SNR=10, KAGRA100Event Rate [1/yr]

1012

Nmerger

1011
1010
109108107

1050

10050010005000

104

BH mass (final BH) [M ]LIGO group

PRX6(2016)041015

Inoue+ MNRAS461(2016)4329

6-400 /Gpc^3/yr

7 events/yr(a2) SNR=10, KAGRA

50

peak at 60M
105range 40M-150M

10.5

10210 events/yr
50

100500

1000

5000

104

BH mass (final BH) [M ]Shinkai+ ApJ 835(2017)276
Kinugawa+ MNRAS456(2015)1093

70-140 /yr62

現在進行中の研究（2）重力波観測から一般相対性理論を検証する
2018年度

新学術「重力波創世記」（A01研究分担）採択

          GW%observa$ons%
LIGO&Virgo&KAGRA%%
Fundamental%
data%analysis%stream

Mul$%&
messenger%mutual%follow&up%observa$ons

Achievement%of%
the%previous%
innova$ve%area%

A&01%GW%from%
BH&BH%
merger%Tes$ng%GR%

A&02% Gravity%
theory%gravity%and%cosmology

Expanding%areas%
driven%by%GW%
observa$ons%

C:%High%density%
maPer%from%NS%%%
C&01%%%GWs%from%
Theory%driven%novel%
BH&NS,%NS&
GW%data%analysis:%
NS%merger%

B:Origin%of%BH&
BH%binaries%

A:Beyond%
Einstein%

Maximal%extrac$on%of%
informa$on%

B&01%BH%binary%forma$on%
First%star,%stellar%evolu$on,%star%cluster

B&02?% Other%probes%of%
BHs%
X&ray%binary,%
astrometry

D:%Supernovae%
and%GW%bursts%
D&01% GWs%from%core%
collapse%%
Supernova%

Simula$on,%
Nuclear%physics%

simula$on%

C&02%%%
GRB%and%

C&03%%%Kilonova%%GRB,%FRB,%
various%observa$ons%

r&process,%
op$cal%obs.,%
HSC,%Numerical%
simula$on%

high%energy%transients%

physics%

D&02%

Understanding%

SNe%via%
neutrino%

C&04?%%%

Origin%of%
heavy%
elements%

KAGRA観測開始：天文学と物理学の融合研究
A01 重力理論の検証
A02 重力理論と宇宙論
B01 ブラックホール連星の進化
C01 中性子星連星の進化
C02 重力波源天体の高エネルギー放射観測
C03 重力波源天体の光赤外線観測
D01 超新星爆発と重力波
D02 超新星爆発のニュートリノ観測a(1  RG

2  3  b4  b) )/GHHeRLGBa) 0)GI

5  RA          AHARRb

現在進行中の研究 (２）重力波観測から一般相対性理論を検証する★ BH形成におけるリングダウン波形から，周波数と減衰率，モードの重なり率を得る★ BHの質量M，回転パラメータaのほかに，理論の整合性を調べる

重力波波形のテンプレート (TaylorF2)
Pan+, PRD77 (08) 024014

ガンマ線 可視光X線
赤外電波

重力波

「重力波天文学」をよろしくお願いします．