重力波観測の現状

安東 正樹(京都大学 理学系研究科)
On behalf of
the LCGT Collaboration,
And DECIGO working group
第24回 理論懇シンポジウム 「理論天文学・宇宙物理学の革新」 (2011年11月7日, 国立天文台)

今回含まれない話
・CMB Bモード

・パルサータイミング・共振型アンテナ… その他もろもろ

第24回 理論懇シンポジウム 「理論天文学・宇宙物理学の革新」 (2011年11月7日, 国立天文台)

・ イントロダクション
・ 地上重力波望遠鏡
・ 宇宙重力波望遠鏡

・ TOBA・ まとめ

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イントロダクション

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重力波で宇宙を探る
一般相対性理論
宇宙線による観測

強い重力場における相対性理論

原子核理論
高密度物体の物理ニュートリノ
高エネルギー
宇宙線

電磁波による観測

天文学
星形成
さまざまな 恒星進化
銀河天体現象惑星

ガンマ線
X線
可視光
赤外線
電波

宇宙背景放射

ガンマ線バースト
超新星爆発
ブラックホール
巨大ブラックホール

宇宙論

重力波による観測
高周波数
重力波
連星合体現象
超新星爆発
パルサー

低周波数
重力波

背景重力波

インフレーション
ダークマター
ダークエネルギー
背景画: NASA/WMAP Science Team

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地上重力波望遠鏡のターゲット
地上重力波望遠鏡 -- 10Hz – 1kHz の観測周波数帯

コンパクト天体, 高エネルギー天体現象
ブラックホール

中性子星
パルサー

超新星爆発

初期宇宙

連星合体
背景重力波

EMRI
電磁波
ニュートリノ高エネルギー宇宙線
同時観測
数値相対論

軟ガンマ線リピーター
星の振動モード高エネルギー天体現象の総合的理解

長ガンマ線
バースト

短ガンマ線
バースト
準固有
振動

相対性理論の検証
高密度天体の状態方程式
原子核物理
強い重力場での物理法則

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宇宙重力波望遠鏡のターゲット
宇宙重力波望遠鏡 -- 0.1mHz – 1 Hz の観測周波数帯

中間/巨大ブラックホール, 初期宇宙
中性子星・白色矮星

ブラックホール

初期宇宙

連星

多数天体の重ね合わせ
背景重力波
EMRI
電磁波

ニュートリノ
同時観測
数値相対論

パルサー

定常的・
準静的な自転・公転運動

重力理論の検証

巨大ブラックホールの合体

超巨大BHの形成過程
銀河形成史

準固有振動

宇宙論, 宇宙の誕生と発展
ダークエネルギー・ダークマター

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本格的な天文学
現在の検出器 --- 近傍銀河までの観測範囲を持つ

ただ… そのような重力波イベントは稀 (10-5-10-3 event/yr)
次世代の重力波望遠鏡
高感度化
より多くの銀河をカバーする観測帯域を広げる 定常的・大振幅の重力波

Strain[1/Hz1/2]

101010–16–18

DPF limit

Massive BH
inspirals
LISA

NS binary
inspiral

Galaxybinaries–20

Core-collapse
Supernovae

Foreground GWs

101010–22Pulsar(1yr)

DECIGO
Background GWs
from early universe(Wgw=10-14)–24

ScoX-1(1yr)
LCGT

–26

Gravity-gradient noise(Terrestrial detectors)

10–4

–2

0

10
10
Frequency [Hz]10

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2

104

LCGT と DECIGOLCGT (~2017)
Ground-based Detector
 高周波数 の重力波イベント
目標: 重力波の検出, 天文学

DECIGO (~2027)
Space observatory 低周波数 の重力波
目標: 重力波天文学の展開

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重力波天文学のロードマップ地上望遠鏡

宇宙望遠鏡
低周波数帯の観測より遠くを観測 (10Hz-1kHz)

LIGO
2010

TAMA CLIO

Enhanced
LIGO

Advanced
LIGO
2015

VIRGO
GEO

Ａｄ. ＬＩＧＯ

LPF

LCGT

PreDECIGO

LISA

ＬＣＧＴ

ET
2020

~10 event/yrのイベントレート

DPF

LPF

Advanced
Virgo

LISA
0.1mHz-10mHz
確実な重力波源

DECIGO

BBO

2025
0.1Hz帯宇宙論的な重力波
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DECIGO地上重力波望遠鏡- LCGT, aLIGO, など -第24回 理論懇シンポジウム 「理論天文学・宇宙物理学の革新」 (2011年11月7日, 国立天文台)

第1世代 重力波検出器
検出の試み : 1960年代より行われる
2000年前後より、大型干渉計型検出器が観測を開始
レーザー干渉計型 : 5台, 共振型検出器 : 3台
TAMALIGO Hanford

LIGO Livingstone

国際的観測ネットワーク : 1年を超える観測データ
 科学的成果 (上限値, 理論モデルへの制約など)
連星中性子星合体イベント : 50kpc~20Mpcの観測レンジ
 我々の銀河, 近傍銀河でイベントがあれば検出可能
第24回 理論懇シンポジウム 「理論天文学・宇宙物理学の革新」 (2011年11月7日, 国立天文台)

Auriga本格的な天文学
現在の検出器 --- 近傍銀河までの観測範囲を持つ
ただ… そのような重力波イベントは稀 (10-4-10-2 event/yr)
約1桁感度を向上した 第2世代の重力波望遠鏡
高感度化より多くの銀河をカバーする

Enhanced LIGO

(重力波の振幅) ∝ 1/(波源までの距離)

100 million
light years

感度が10倍向上  イベントレートは 103倍得られるサイエンス
Initial LIGO 1年間の観測~ Advanced LIGO 9時間の観測

LIGO today~2009

Advanced LIGO~2014

第2世代望遠鏡では、検出頻度 ~ 10 event/year
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第2世代 重力波望遠鏡
国際観測ネットワークが形成される(現在から 約5年後)

 重力波天文学(重力波の検出, 波源位置の特定, 波源の物理情報, …)
LIGO-Austreria
in proposal
aLIGO (USA)
4km x 2 (or3)

140

100

2020

LIGO-India
in proposal

Adv.VIRGO (ITA-FRA)
baseline 3km

GEO-HF (GER-UK)
baseline 600m

LCGT (JPN)baseline 3km

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LCGT
LCGT (Large-scale Cryogenic Gravitational-wave Telescope)

LCGT

日本の次世代重力波検出器 (本格観測 2017年 - )海外の望遠鏡 (Ad. LIGOなど) と同等の感度  国際観測網.

大規模な重力波天文台- Baseline length: 3km- High-power Interferometer

低温干渉計- Mirror temperature: 20K

地下の安定・静寂な環境- Kamioka mine,
1000m underground
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LCGT サイト
岐阜県・神岡町 の地下サイトに建設
Facility of the Institute of Cosmic-Ray Research (ICRR), Univ. of Tokyo.
Neutrino
Super Kamiokande, Kamland
Dark matter
XMASS
Gravitational wave
CLIO, LCGT
Geophysics
Strain meter

Landsat photo data
NASA altitude data
Cashmir 3D・220km away from Tokyo
・1000m underground fromthe top of the mountain.
(Near Super Kamiokande)
・360m altitude
・Hard rock of Hida gneiss(5 [km/sec] sound speed)

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重力波望遠鏡の高感度化・重力波源の理解・鏡・振り子の熱雑音理論・解析的計算
数値相対論
データ解析手法

鏡・振り子の低温化
材質の機械損失・光の量子雑音

・地面振動の影響

大型干渉計
干渉計方式の工夫
高出力レーザー光源
高性能鏡

静寂な地下サイト
高性能防振装置

Laser
sourcePower-recycling
mirror・真空システム光路長の揺らぎ
音響雑音などの低減

Signal-extraction
mirror・長期・連続観測
デジタル制御・データ取得系
環境モニタ, データ保管・分配

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第2世代 重力波望遠鏡
・aLIGO・基線長 4km、施設・真空系: そのまま利用
・光学系・防振系・制御系など: ほぼ取り換え

David Shoemaker, LV meeting March 2011

・スクイージングのテスト実験
6dBのSqueezing 感度向上を目指す.
インストール作業進行中

・Advanced VIRGO

・基線長 3kmのまま, 干渉計構成変更(RSE).
・光源の変更  ファイバーレーザー.
・鏡の熱補償, 出射光学系変更.
11月中旬インストール開始
G. Losurdo LV meeting March 2011

第24回 理論懇シンポジウム 「理論天文学・宇宙物理学の革新」 (2011年11月7日, 国立天文台)

第2世代 重力波望遠鏡
Hartmut Grote, LV meeting March 2011

・GEO-HF: GEOのアップグレード
・基線長 600m  高周波数感度を向上.
・高出力光源, スクイージング 最大3.5dBの効果確認.
AstroWatch進行中

・LIGO-Austreria, LIGO-India

・aLIGOの1台を移設  角度分解能を上げる.
・Established in August 2009 to coordinate
the Indian GW community to participate in GW research!
・Funding received for a 3m prototype interferometerat the Tata Institute for Fundamental Research.

第24回 理論懇シンポジウム 「理論天文学・宇宙物理学の革新」 (2011年11月7日, 国立天文台)

LCGTの感度限界- 主要な雑音源で決まる限界感度- aLIGO や Ad.VIRGOと同等

国際観測網を形成
年間数回以上の重力波信号検出※感度設計は変更される可能性があります.

第24回 理論懇シンポジウム 「理論天文学・宇宙物理学の革新」 (2011年11月7日, 国立天文台)

LCGTの観測確率第一目標: 連星中性子星合体からの重力波の検出
観測レンジ
感度曲線  観測可能距離 280 Mpc(SNR 8, 最適方向・偏波)

銀河の個数密度 :R. K. Kopparapu et.al.,
ApJ. 675 1459 (2008)

銀河あたりのイベントレート:
V. Kalogera et.al.,
ApJ, 601 L179 (2004)

LCGTの観測レート

9.8 events/yr(1年間の観測での検出確率 99.9%以上)

第24回 理論懇シンポジウム 「理論天文学・宇宙物理学の革新」 (2011年11月7日, 国立天文台)

海外望遠鏡との比較
3rd generation

2nd-generation detectors

aLIGO

Ad. VIRGO

LCGT

ET

~ 2016~ 2016~ 2017~ 2026

サイト

地上

地上

地下

地下

Hanford2台
Livingstone 1台

Pisa 1台

Kamioka 1台

3台

基線長4 km

3 km

3 km

10 km

観測レンジ (*1)

306 Mpc

243 Mpc

273 Mpc (*2)

3 Gpc

干渉計方式

RSE広帯域

RSE狭帯域

RSE可変帯域

RSE Xylophone

低温化

低温化

受動防振系

受動防振系

観測開始

熱雑音の低減防振系

大ビーム径, 低機械損失鏡
熱レンズ効果の補正
能動防振系

受動防振系

(*1) 連星中性子性合体現象に対する観測可能距離, 最適方向, 最適偏波, SNR>8.
(*2) 現在、設計の更新作業が進められており, 変更の可能性がある.
第24回 理論懇シンポジウム 「理論天文学・宇宙物理学の革新」 (2011年11月7日, 国立天文台)

第3世代 重力波望遠鏡
3rd-generation detector : ET (Einstein Telescope)

感度 : さらに一桁の改善, 2026年頃観測開始.
長基線長 ~10km, 地下サイトに建設, 低温干渉計

第24回 理論懇シンポジウム 「理論天文学・宇宙物理学の革新」 (2011年11月7日, 国立天文台)

国際協力
複数台での同時観測の意義(Ad. LIGO, Ad. VIRGOとの同時観測)
天文的な意義天球のカバー  干渉計は 弱い指向性を持つ
検出された場合 --- 天文的情報の取得
波源の位置, 偏波 の情報の取得
 最低3台, 指向性を考慮するとさらに必要
実際上の意義重力波信号は微弱
 多くの Fake event が現れる
複数台での同時検出
 検出の信頼度の向上, 偽イベントの除去

L/H+L/L

L/H+L/L+V

L/H+L/L+V+LCGT

第24回 理論懇シンポジウム 「理論天文学・宇宙物理学の革新」 (2011年11月7日, 国立天文台)

Parameter estimation
Angular resolution for the source

By H. Tagoshi
H: LIGO-‐Hanford
L: LIGO-‐Livingston
V: Virgo, J: LCGT
A: LIGO-‐Australia

S.Fairhaurst
CQG 28(2011) 105021

Adding LCGT to (aLIGO + adv. VIRGO) network
 Factor ~3-4 improvement in sky area
第24回 理論懇シンポジウム 「理論天文学・宇宙物理学の革新」 (2011年11月7日, 国立天文台)

LCGT全体スケジュール
・iLCGT : 大型干渉計の安定動作を実現- 基線長3kmの常温干渉計を動作.
- 比較的シンプルな光学系・防振系構成- 1ヶ月程度の観測運転  総合システムとしての動作.
・bLCGT : 最終構成での動作※スケジュールは- RSE, 防振系アップグレード更新される予定です.
- 低温干渉計としての動作.
・OBS : 長期間観測運転と干渉計チューニング
2011

2012

2013

2014

2015

2016

bLCGTiLCGT

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2017

OBS

GWIC ロードマップ

Gravitational Waves International Committee Roadmap
http://gwic.ligo.org/roadmap/
第24回 理論懇シンポジウム 「理論天文学・宇宙物理学の革新」 (2011年11月7日, 国立天文台)

宇宙重力波望遠鏡- LISA/LPFと DECIGO/DPF -※Seto+ PRL (2001), Kawamura+ CQG (2011), Ando+ CQG (2010)
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Sources and detectors
Ground-based detectors : 10Hz - 1kHz  Neutron star, Supernova, …
DECIGO/BBO: 0.1 - 1Hz
 IMBH, Background GWs, …
LISA: 1mHz – 0.1Hz  SMBH, Compact binary,...

1/2

Strain [1/Hz ]10101010
1010–16–18

Massive BH
inspirals

LISA

NS binary
inspiral

Galacticbinaries–20

Foreground GWs

Pulsar

–22
Background GWs
from early universe(Wgw=10-14)–24Core-collapse
Supernovae

DECIGO

ScoX-1(1yr)

(1yr)

LCGT
Gravity-gradient noise(Terrestrial detectors)–26

10–4–201010
Frequency [Hz]102

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LISA (NGO)LISA- 1mHz付近の重力波を観測.
- 2011年春, 国際協力体制の変更
ESA/NASA  European-only mission- 少し縮小したミッションとして再設計進行中.

http://lisa.nasa.gov/

LISA web page : http://sci.esa.int/lisa

LISA assessment study report (Yellow Book), ESA/SRE (2011) 3, February 2011
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LISA Pathfinder (LPF)
LISA Pathfinder- LISAのための技術実証
重力以外の外力を排除
Differential acceleration of the two TMs
3 x 10-14 m s-2 at 1 mHz
Determine best configuration by experiments

雑音モデルの宇宙実証
Allows the projection of the performance oftechnologies to LISA

- 現状
フライトモジュールの大部分が完成.
Awaiting thrusters and launch lock.
Most of the experiments
are already defined.
- 打ち上げ予定 : 2014年
M Hewitson for the LPF team, AMALDI, July 15th 2011
第24回 理論懇シンポジウム 「理論天文学・宇宙物理学の革新」 (2011年11月7日, 国立天文台)

DECIGO
DECIGO

光共振型マイケルソン干渉計
アーム長： 1000 km
レーザーパワー： 10 W
レーザー波長： 532 nm
ミラー直径： 1 m(DECI-hertz interferometer
Gravitational wave Observatory)

宇宙重力波望遠鏡 (~2027)
 他では得られない豊富なサイエンス
宇宙の成り立ちに関する知見
インフレーションの直接観測
ダークエネルギーの性質
ダークマターの探査
銀河形成に関する知見
ブラックホール連星の観測
宇宙の基本法則に関する知見

1000kmArm cavity
Laser
Photodetector

MirrorDrag-free S/C

互いに1000km離れた3機のS/C
非接触保持された鏡間距離をレーザー干渉計によって精密測距

太陽公転軌道最大４ユニットで相関をとる

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Targets and Science
IMBH binary inspiralNS binary inspiral
Stochastic backgroundGalaxy formation (Massive BH)
Cosmology (Inflation, Dark energy)
Fundamental physics

GW amplitude [Hz-1/2]

10-16
10-18
10-20
Merger3month10-2210-24

DECIGO(1 unit)Merger

DECIGO(Correlation)

10-26

NS inspiral (z~1)

10-4

10-2
100
Frequency [Hz]102

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104

DECIGOのロードマップ
Figure: S.Kawamura2010 11

ミッショ
ン

12

13

14

15

R&D
Fabrication

SDS-1/SWIM

1617

18

19

20

21

22

R&D
Fabrication

DECIGO
Pathfinder(DPF)

目
的根幹技術の宇宙実証
銀河系内観測構成

小型衛星1機
短基線長FP共振器 1台

23

24

25

26

27

28

R&D
Fabrication

Pre-DECIGODECIGO

重力波の検出(最小限のスペック)
S/C間でのFP干渉計実証

重力波天文学S/C 3台 干渉計 1台

S/C 3機干渉計 3-4ユニット

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29

DECIGOパスファインダーDECIGOパスファインダー (DPF)

DECIGODECIGOのための最初の前哨衛星
DECIGO : 基線長 1000kmの編隊飛行
1000km DPF 1機の衛星 (基線長30cm干渉計)
350kg級 小型衛星
地球周回軌道 (高度 500km)

Laser

DECIGOの主要技術の宇宙実証
レーザー干渉計, 安定化レーザー光源,ドラッグフリーシステム、データ取得と解析

Local Sensor

30cm
Actuator

DPF

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ThrusterDPFの目指す科学的成果

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SWIMによる宇宙実証
Photo：JAXA

SDS-1搭載のSWIM (Space wire demonstration module)
2009年1月打ち上げ, 2010年9月運用停止
世界で最初の 宇宙重力波検出器
SpaceCube2: Space-qualified Computer

SWIMmn : User Module
Processor test board
GW+Acc. sensor
FPGA board
DAC 16bit x 8 ch
ADC 16bit x 4 ch
 32 ch by MPX
Torsion Antenna x2~47g test mass

CPU: HR5000(64bit, 33MHz)
System Memory:
2MB Flash Memory
4MB Burst SRAM
4MB Asynch. SRAM
Data Recorder:
1GB SDRAM
1GB Flash Memory
SpW: 3ch

Size: 71 x 221 x 171
Weight: 1.9 kg
Power: 7W

SDS-1
Bus System

Power +28V
RS422 for CMD/TLM
GPS signal

Photo by JAXA

Photo by JAXA

Data Rate : 380kbps
Size: 124 x 224 x 174
Weight: 3.5 kgPower: ~7W

Power ±15V, +5V
SpW x2 for CMD/TLM

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小型科学衛星シリーズ
JAXAの小型科学衛星シリーズの候補
標準衛星バス + 次期固体ロケットを利用して、最低 3機の小型科学衛星 を打ち上げる計画

1号機
2号機

SPRINT-A/EXCEED (~2012年)
UV望遠鏡による惑星観測
SPRINT-B/ERG (~2014/15年)
地球周辺の磁気圏観測

小型科学衛星1号機 SPRINT-A/EXCEEDDPF: 小型科学衛星3号機 を目指す
宇宙分野における新しいサイエンスの可能性として評価を受けている

打ち上げ目標 : 2016/17年度

Next-generation Solid rocket booster(M-V Follow-on, Fig. by JAXA)

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TOBA (Torsion-Bar Antenna)※Ando+ PRL (2010), Ishidoshiro+ PRL (2011)
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背景と動機重力波の周波数 :波源の運動の時間スケールを反映 さまざまな周波数帯での観測が望ましい.
特に低周波数帯では大きな重力波振幅, 定常的な重力波源 が期待できる.
地上望遠鏡では、低周波数帯の重力波観測は困難
・ 検出器の原理的な限界.
・ 地面振動などの環境雑音.
宇宙望遠鏡に行くのは、多大なリソースが必要.
新しい観測方式を提案する
地上でも低周波重力波を観測.
宇宙望遠鏡で独自の周波数帯を観測.
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捩じれ型アンテナ
捩じれ型重力波望遠鏡 (TOBA: Torsion-Bar Antenna)
2つの棒状試験マスを配置
レーザー干渉計よよって差動回転変動を検出

地上でも低周波数重力波を観測可能.
宇宙では、さらなる感度の向上が期待できる.

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TOBAの感度
現実的なパラメータを仮定
試験質量質量 7,600kg, 長さ 10m
レーザー光源 10W
低温動作
4K

Bar length : 10m, Mass : 7600kg
Laser source : 1064nm, 10W
Cavity length : 1cm, Finesse : 100
Bar Q-value : 105 , Temp: 4K
Support Loss : 10-10

TOBA
回転周波数
5x10-5 Hz の場合

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観測可能距離ブラックホール連星の合体現象からの重力波
10Gpcまで観測可能 ()Calculation by K.Yagi
第24回 理論懇シンポジウム 「理論天文学・宇宙物理学の革新」 (2011年11月7日, 国立天文台)

プロトタイプTOBA・TOBAの小型プロトタイプを開発- 東京大学・理学系研究科 に設置- 長さ~20cm, 質量 ~160g- 常温、真空中、超電導磁気浮上
 低周波数帯(0.2Hz)で世界最高感度.
・背景重力波の探査観測- 1台の装置での 1晩 (7.5時間)の観測
 安定な時間3.5時間のデータを使用- 背景重力波の探査
等方・無偏波, 定常・ガウシアン- 観測結果0.2Hz背景重力波に上限値
Ishidoshiro, Ando+, PRL (2011)
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TOBA 次のステップ
・TOBAによる同時観測- 2台目を京都大学・理学研究科に開発.
- 東京大学の装置を同時運転 (2010-)
 背景重力波の観測, データ解析.

・中型TOBA計画- 長さ1mスケールのTOBA- 低温・防振による高感度化.

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回転TOBAプロトタイプ : SWIMmn
超小型宇宙重力波検出器
2009年1月打ち上げ, 2010年9月運用停止
Photo：JAXA世界で最初の 宇宙重力波検出器
TAM: Torsion Antenna Module with free-falling test mass(Size : 80mm cube, Weight : ~500g)

Test mass~47g Aluminum, Surface polished
Small magnets for position control

Coil

Photo sensor
Reflective-type opticaldisplacement sensor
Separation to mass ~1mm
Sensitivity ~ 10-9 m/Hz1/2
6 PSs to monitor mass motion
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SWIM による観測運転
長時間データ取得
Jun 17, 2010 ~120 min.
July 15, 2010 ~240 min.
地上重力波検出器との同時観測運転
銀河中心方向に感度を持つよう姿勢決定TokyoKyoto

Orbital period~100min.

観測運用は 「平成２２年度 飛翔体による宇宙科学観測支援経費」の支援を受けて実施されました。

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まとめ

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地上重力波望遠鏡のロードマップ
LIGO
2010

VIRGO
/GEO

LCGT

Advanced
Virgo

Enhanced
LIGO

Advanced
LIGO
2015

TAMA/CLIO

Ａｄ. ＬＩＧＯ

ＬＣＧＴ

ET

・1st Generation detector
Obs. range: ~20Mpc
Rate: 10-4 – 10-2 event/yr 幸運なイベント, 上限値
・2nd Generation detector
Obs. Range: ~200Mpc
Rate: ~10 event/yr
 確実な検出, 天体物理

2020
Einstein Telescope
US 3rd generation

2025

・3rd Generation detector
Obs. Range ~3 GpcDairy detection
 宇宙論

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宇宙重力波望遠鏡のロードマップ

SWIM
2010

・ Pathfinders
技術成熟度の向上

LPF

LPF

幸運なイベント, 上限値
DPF

2015
PreDECIGO

LISA

0.1mHz-10mHz
確実な重力波源2025

DECIGOBBO
0.1Hz帯宇宙論的な重力波

確実な重力波源
定常的な重力波の観測.

LISA

2020

・ LISA / Pre-DECIGO・ DECIGO / BBO
ほぼ全宇宙をカバー
初期宇宙からの重力波
宇宙論パラメータへの制限

DECIGO

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国内のアクティビティ (+TOBA)TOBA (2009~)
2nd TOBA at Kyoto

LCGT (2017~)
Terrestrial Detector
 High freq. events

DECIGO (2027~)
Space observatory
 Low freq. sources
Cosmology

低温・防振技術

TOBA (2005~)
Novel Detector
configuration

地上TOBA
低周波数雑音DPF (2015~)
Small Satellite
Galactic events
Earth’s gravity

SWIM (2009~)
回転TOBAFirst module in orbit

Pre-DECIGO(2021~)

Satellite Gravity (?~)
Space observatory
 Earth environment

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まとめ
LCGT : プロジェクトが始まった
・観測可能距離 200Mpc以上  年間数回以上の重力波検出.
・海外の望遠鏡とともに 第2世代の観測ネットワークを形成
重力波天文学の分野を切り開く.
・LCGTでは, 世界に先駆けて第3世代の技術も実証.
低温干渉計技術, 地下サイト

DECIGO/DPF
・DECIGO 検討と DPF のための搭載機器開発.
・SWIM による宇宙実証試験・観測運転.

TOBA による新しい研究の方向性.
第24回 理論懇シンポジウム 「理論天文学・宇宙物理学の革新」 (2011年11月7日, 国立天文台)

終わり

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