**레이저 간섭계 중력파 관측소**는 우주 중력파를 검출하고 중력파 관측을 천문학적 도구로 개발하기 위해 설계된 대규모 물리학 실험 및 관측소이다.

초기 LIGO 관측소는 미국 국립과학재단(NSF)의 지원을 받아 칼텍과 MIT가 구상, 건설 및 운영을 했다. 2002년부터 2010년까지 데이터를 수집했지만 중력파는 검출되지 않았다.

기존 LIGO 검출기를 개선하기 위한 첨단 LIGO 프로젝트는 2008년에 시작되어 영국의 과학기술 시설 위원회(Science and Technology Facilities Council), 독일의 막스 플랑크 협회 및 오스트레일리아 연구위원회(Australian Research Council)의 중요한 기여로 NSF의 지원을 받고 있다.

LIGO는 NSF가 자금을 지원한 가장 크고 야심찬 프로젝트이다.

관측은 "실행"들로 이루어진다. 2022년 1월 현재 LIGO는 세 번의 실행 (실행 중 하나는 두 개의 "하위 실행"으로 나뉨)을 수행하여 90건의 중력파를 탐지했다. O3 실행에서 중성자별과 블랙홀의 병합을 처음으로 탐지했다.

중력파 관측소인 LIGO, 이탈리아의 VIRGO, 일본의 KAGRA는 코로나로 인한 중단 이후에도 관측을 계속하기 위해 협력하고 있으며, 라이고의 O4 관측은 2023년 5월 24일에 시작되었다. LIGO는 쌍성 중성자별 병합의 감도 목표를 160-190Mpc로 예상한다.

## 역사

### 배경
LIGO의 개념은 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성이론의 한 요소인 중력파의 존재를 테스트하기 위한 많은 과학자들의 초기 연구를 기반으로 구축되었다. 1960년대부터 조셉 웨버

프로토타입 간섭계적 중력파 검출기(간섭계)는 1960년대 후반 휴즈 연구소(Hughes Research Laboratories)의 로버트 L. 포워드와 동료들에 의해 만들어졌다.

1980년 NSF는 MIT(폴 린제이.

NSF의 압력에 따라 MIT와 칼텍은 MIT 연구와 칼텍, MIT, 글래스고 및 가칭의 실험 작업을 기반으로 한 LIGO 프로젝트를 이끌기 위해 힘을 합쳐야 한다는 요청을 받았다. 드레버, 손 및 바이스는 1984년과 1985년에 연구비 지원을 거절당했지만 LIGO 운영위원회를 구성했다. 1986년, 그들은 운영위원회를 해체하라는 요청을 받았고, 로커스 보그트

1989년부터 1994년까지 LIGO는 기술적으로나 조직적으로 발전하지 못했다. 정치적 노력 만이 계속해서 자금을 확보했다.

1994년, 관련 NSF 직원, LIGO의 과학 지도자, MIT와 칼텍 총장 간의 협의 끝에 보그트는 물러나고 배리 배리시(칼텍)가 연구 책임자로 임명되었고,

### 관측 시작
2002년부터 2010년까지의 초기 LIGO 운영에서는 중력파를 감지하지 못했다. 2004년, 배리시의 지휘 아래 다음 단계의 LIGO 개발("강화 LIGO")을 위한 자금과 토대가 마련되었다. 그 후 수년간의 가동 중단이 있었고, 검출기는 훨씬 개선된 "첨단 LIGO" 버전으로 교체되었다.

2015년 9월 중순까지 "세계 최대의 중력파 시설"은 총 6억 2천만 달러의 비용으로 5년 동안 2억 달러의 정밀 검사를 완료했다.

#### 검출
2016년 2월 11일, LIGO 과학 협력과 VIRGO 협력은 지구에서 약 13억 광년 떨어진 곳에서 합쳐진 ~30 태양 질량 30~40억 광년의 블랙홀 두 개에서 2015년 9월 14일 09:51 UTC에 감지된 신호에서 중력파가 검출되었다는 논문을 발표했다.

데이비드 라이체 현 최고 책임자는 워싱턴 D.C.에서 열린 미디어 행사에서 이 연구 결과를 발표했고, 배리 배리시 명예 최고 책임자는 이 연구 결과를 담은 첫 번째 과학 논문을 물리학계에 발표했다.

2016년 5월 2일, 중력파의 직접 검출에 기여한 공로로 LIGO 과학 협력(LIGO Scientific Collaboration)과 다른 공헌자들이 기초물리학 브레이크스루 상을 수상했다.

2016년 6월 16일 LIGO는 태양 질량의 14.2배와 7.5배인 두 개의 블랙홀이 병합된 세번 째 신호가 감지되었다고 발표했다. 이 신호는 2015년 12월 26일 UTC 3:38에 포착되었다.

31.2와 19.4 태양 질량의 물체 사이의 세 번째 블랙홀 병합이 2017년 1월 4일에 발생하여 2017년 6월 1일에 발표되었다.가 첫 번째 부대변인으로 임명되었다.

30.5와 25.3 태양 질량의 천체간의 네 번째 블랙홀 병합이 2017년 8월 14일에 관측되어 2017년 9월 27일에 발표되었다.

2017년 바이스, 배리시 및 손은 "LIGO 검출기와 중력파 관측에 결정적인 기여를 한 공로"로 노벨 물리학상을 수상했다. 바이스는 전체 상금의 절반을, 배리시와 손은 각각 4분의 1을 받았다.

개선 작업을 위해 가동을 중단했던 LIGO는 2019년 3월 26일 가동을 재개했고, VIRGO가 2019년 4월 1일에 중력파 검출기 네트워크에 합류했다. 둘 다 COVID-19 범유행으로 가동이 중단된 2020년 3월 27일까지 가동되었다.

## 임무
LIGO의 임무는 우주 기원의 중력파를 직접 관측하는 것이다. 중력파는 1916년 아인슈타인의 일반 상대성이론에 의해 처음 예측되었지만, 당시에는 중력파를 탐지하는 데 필요한 기술이 아직 존재하지 않았다. 1974년 쌍성 펄서 PSR 1913+16을 관측한 결과 중력 복사에 의한 에너지 손실에 대한 아인슈타인의 예측과 일치하는 궤도 붕괴가 나타나면서 그 존재가 간접적으로 확인되었다. 1993년 노벨 물리학상은 이 발견으로 헐스와 테일러에게 수여되었다.

중력파의 직접 검출은 오랫동안 모색되어 왔다. 그들의 발견은 전자기 망원경과 중성미자 관측소를 보완하기 위해 천문학의 새로운 지점을 시작했다. 조셉 웨버

사실 1960년대, 어쩌면 그 이전에도 빛과 중력파의 파동 공명에 관한 논문이 발표되었다. 저자들은 간섭계를 사용하면 전기기계 실험을 사용하는 것보다 감도가 10는 중력파 파원와 그 검출 가능성에 대해 광범위하게 논의했다. 그는 1962년 논문을 지적하며 간섭계 기술과 측정 기술이 발전하면 중력파를 검출할 수 있다고 언급했다.

1990년대 초부터 물리학자들은 천체물리학적으로 중요한 관심사인 중력파를 검출할 수 있을 정도로 기술이 발전했다고 생각했다.

2002년 8월, LIGO는 우주 중력파를 찾기 시작했다. 중력파의 측정 가능한 방출은 쌍성계 (중성자별 혹은 블랙홀의 충돌과 병합), 대질량 별들의 초신성 폭발, 중성자별 강착하기, 지각이 변형 된 중성자 별의 회전 및 우주 탄생으로 생성된 중력 복사의 잔재에서 예상된다. 이 관측소는 이론적으로 우주 끈(cosmic string)의 진동이나 도메인 벽(domain wall)들의 충돌로 인한 중력파 등 더 이색적인 가상의 현상도 관측할 수 있다.

## 관측소
루이지애나주 리빙스턴에 있는 LIGO 리빙스턴 관측소와 워싱턴주 리치랜드 근처에 위치한 DOE 핸포드 부지에 있는 LIGO 핸포드 관측소 등 두 개의 중력파 관측소가 함께 운영되고 있다. 이 두 사이트는 지구를 관통하는 직선 거리로는 3,002킬로미터 떨어져 있지만 지표면 위로는 3,030킬로미터 떨어져 있다. 중력파는 빛의 속도로 이동할 것으로 예상되기 때문에 이 거리는 중력파 도착 시간의 최대 10밀리초 차이에 해당한다. 특히 유럽에서 더 먼 거리에 위치한 VIRGO와 같은 세 번째 유사한 관측기가 추가될 경우, 도착 시간의 차이는 중력파의 근원을 파악하는 데 도움이 된다.

각 관측소는 각 면이 4km(2.5마일)인 L자형 초고진공 시스템(Ultra-high vacuum)을 지원한다. 각 진공 시스템에는 최대 5개의 간섭계를 설치할 수 있다.

LIGO 리빙스턴 천문대에는 기본 구성으로 하나의 레이저 간섭계가 있다. 이 간섭계는 2004년에 유압 액추에이터에 기반한 능동형 제진 시스템으로 성공적으로 업그레이드되어 0.1-5 Hz 대역에서 10배의 제진율을 제공한다. 이 대역의 지진 진동은 주로 미세 지진(microseism) 파동과 인위적인 원인으로 인해 발생한다.

LIGO 핸포드 천문대에는 리빙스턴 천문대에 있는 것과 거의 동일한 간섭계가 하나 있다. LIGO 초기 및 강화 단계에서는 절반 길이의 간섭계가 주 간섭계와 병렬로 작동했다. 이 2km 간섭계의 경우, 파브리-페로 팔 공동은 동일한 광학적 정교함을 가졌기 때문에 4km 간섭계보다 저장 시간이 절반으로 줄었다. 저장 시간이 절반으로 줄었기 때문에 이론적인 압박 감도는 200Hz 이상에서는 전장의 간섭계와 같았지만 저주파수에서는 절반에 불과했다. 같은 시기에 핸포드는 워싱턴 남동부의 제한된 지질 활동으로 인해 원래의 수동 면진 시스템을 유지했다.

## 운영
**그림 2**: 왼쪽 팔(노란색)을 통과하는 중력파는 길이가 변하여 간섭 패턴이 달라진다.]]

이 항목의 매개변수는 첨단 LIGO 실험을 참조한다. 1차 간섭계는 4km 길이의 두 개의 빔 라인으로 구성되며, 이 빔 라인은 지레스-투르누아 에탈론(Gires–Tournois etalon) 팔 있는 전력 재활용 마이컬슨 간섭계를 형성한다. 사전 안정화된 1064nm 네오디뮴 야그 레이저는 전력 재활용 거울(power recycling mirror)을 통과하는 20W 출력의 빔을 방출한다. 거울은 레이저에서 입사한 빛을 완전히 투과하고 반대쪽에서 들어오는 빛을 반사하여 거울과 후속 빔 스플리터 사이의 광장(light field)의 출력을 700W로 증가시킨다. 빔 스플리터에서 빛은 두 개의 직교 팔을 따라 이동한다. 부분 반사 거울을 사용하면 양쪽 팔에 파브리-페로 공진층(cavity)이 생성되어 팔에서 레이저 빛의 유효 경로 길이가 4km에서 약 1,200km로 증가한다. 공진층의 광장의 전력은 100kW이다.

중력파가 간섭계를 통과하면 해당 지역의 시공간이 변경된다. 파동의 파원와 편광에 따라, 이것은 하나 또는 둘 다의 공진층들의 길이의 효과적인 변화를 초래한다. 빔 사이의 유효 길이 변화로 인해 현재 공진층에 있는 빛이 들어오는 빛과 위상이 매우 약간 어긋나게(반위상) 된다. 따라서 공진층은 주기적으로 결맞음으로부터 아주 약간 벗어나게 되고, 검출기에서 파괴적으로 간섭하도록 조정된 빔은 주기적으로 매우 미세한 디튜닝(detuning)을 갖게 된다. 그 결과 측정 가능한 신호가 생성된다.

4km 길이를 따라 원거리 거울까지 약 280회 왕복한 후 두 개의 분리된 빔이 팔을 떠나 빔 스플리터에서 재결합한다. 두 팔에서 돌아오는 빔은 위상이 맞지 않게 유지되므로 팔이 모두 결맞음과 간섭 상태에 있을 때(중력파가 통과하지 않을 때처럼) 광파가 감쇄되어 광다이오드에 빛이 도달하지 않아야 한다. 중력파가 간섭계를 통과하면 간섭계의 양쪽 팔을 따라 거리가 짧아지고 길어져 빔의 위상이 약간 덜 어긋나게 된다. 그 결과 빔이 위상이 같아져 공명을 일으키고, 일부 빛이 광다이오드에 도달하여 신호를 나타낸다. 신호가 포함되지 않은 빛은 전력 재활용 거울을 사용하여 간섭계로 반환되어 팔에 있는 빛의 출력을 증가시킨다.

실제 운영에서는, 잡음 발생원은 광학 장치의 움직임을 유발하여 실제 중력파 신호와 유사한 효과를 낼 수 있으며, 이 장비의 많은 기술과 복잡성은 이러한 거울의 가짜 움직임을 줄이는 방법을 찾는 데 있다.

## 관측
현재 천문학적 사건의 모형과 일반 상대성이론의 예측에 따르면 지구에서 수천만 광년 떨어진 곳에서 발생하는 중력파는 4킬로미터 (2.5마일) 거울 간격을 양성자의 전하 직경(charge radius)의 1000분의 1 미만인 약 10분의 1의 상대적 거리 변화이다. 검출 사건을 일으킬 수 있는 전형적인 사건은, 반드시 우리 은하에 위치하지 않아도 되는, 두 개의 10 태양 질량 블랙홀의 후기 단계의 내나선과 병합이며, 이 경우 ''짹짹거림, 폭발, 준정상 모드 울림, 지수적 붕괴''라는 슬로건으로 요약되는 매우 특정한 일련의 신호가 발생할 것으로 예상된다.

2004년 말의 네 번째 과학 실행에서 LIGO 검출기는 이러한 변위를 설계치의 2배 이내로 측정할 수 있는 감도를 입증했다.

2005년 11월에 있었던 다섯 번째 과학 실행에서 감도는 100Hz 대역폭에서 10분의 1의 변위를 감지할 수 있는 기본 설계 사양에 도달했다. 대략 태양 질량과 비슷한 중성자별 두 개가 모든 방향과 편광에 걸쳐 평균적으로 약 800만 파섹(26×106 ly), 즉 국부은하군 근처에서 발생하면 일반적으로 관측할 수 있을 것으로 예상된다. 또한 이 시기에 LIGO와 GEO600(독일-영국 간섭계 검출기)은 공동 과학 작업을 시작하여 몇 달 동안 데이터를 수집했다. 2007년 5월에는 프랑스-이탈리아 간섭계 검출기인 VIRGO가 합류했다. 다섯 번째 과학 탐사는 2007년에 종료되었는데, 이 탐사에서 수집한 데이터를 광범위하게 분석했지만 명확한 탐지 사건을 발견하지 못했다.

2007년 2월, 안드로메다 은하 방향에서 짧은 감마선 폭발이 지구에 도달한 GRB 070201이 관측되었다. 대부분의 짧은 감마선 폭발에 대한 일반적인 설명은 중성자별이 중성자별 또는 블랙홀과 합쳐진다는 것이다. LIGO는 GRB 070201의 미검출을 보고하면서 안드로메다 은하 거리에서의 병합을 높은 신뢰도로 배제했다. 이러한 제약은 LIGO가 결국 중력파를 직접 감지하는 것을 입증하는 데 전제되었다.

### 강화 LIGO
과학 실행 5가 완료된 후, 초기 LIGO는 첨단 LIGO 용으로 계획되었지만 가용하고 또한 초기 LIGO에 개장될 수 있는 특정 기술로 업그레이드되었으며, 이것은 향상된 성능의 구성이 되어서 강화 LIGO라고 불렀다. 강화 LIGO의 일부 개선 사항에는 다음이 포함된다:

과학 실행 6(S6)은 2000년 7월 4km 검출기의 향상된 구성으로 시작되었다. 2010년 10월에 종료되었고 원래 검출기의 분해가 시작되었다.

### 첨단 LIGO
2010년 이후, LIGO는 대대적인 업그레이드를 위해 몇 년 동안 오프라인 상태로 전환하여 LIGO 관측소 기반 시설에 새로운 첨단 LIGO 검출기를 설치했다.

이 프로젝트는 오스트레일리아 국립 대학교와 애들레이드 대학교가 첨단 LIGO에 기여하면서 새로운 회원을 계속 유치했으며, 2015년 9월 LIGO 연구소가 첨단 LIGO 검출기로 첫 관측 실행 'O1'을 시작했을 때 전 세계 900명 이상의 과학자가 LIGO 과학 협력에 참여했다.

첫 번째 관측 실행은 초기 LIGO보다 약 3배 더 높은 감도로 작동했으며, 더 낮은 오디오 주파수에서 최대 방사선을 방출하는 더 큰 시스템의 경우 훨씬 더 높은 감도로 작동했다.

2016년 2월 11일, LIGO와 VIRGO 협력은 중력파의 첫 번째 관측을 발표했다. 이 관측은 항성질량 블랙홀 쌍성계의 존재와 쌍성 블랙홀 병합의 첫 관측을 입증했다.

2016년 6월 15일, LIGO는 2015년 12월 26일 3시 38분(UTC)에 기록된 두 번째 중력파 이벤트를 감지했다고 발표했다. 관측된 신호를 분석한 결과, 이 사건은 14억 광년 거리에서 태양 질량 14.2와 7.5의 두 블랙홀이 합쳐져 발생한 것으로 나타났다. 이 신호는 GW151226으로 명명되었다.

두 번째 관측 실행(O2)은 2016년 11월 30일부터

세 번째 실행(O3)은 2019년 4월 1일에 시작되었고

향후 관측 실행들은 감도를 더욱 향상시키기 위한 시운전(commissioning) 노력과 함께 중단될 것이다. 2021년에 설계 감도를 달성하는 것이 목표였다. 다음 관측 실행(O4)은 2022년 12월에 시작될 예정이었지만

## 미래

### LIGO-인도
LIGO-인도(LIGO-India, 또는 인디고(INDIGO)는 인도에 중력파 검출기를 만들기 위해 LIGO 연구소와 인도 중력파 관측 이니셔티브(IndIGO) 간의 계획된 협력 프로젝트이다. LIGO 연구소는 미국 국립과학재단(NSF) 및 영국, 독일, 오스트레일리아의 첨단 라이고 파트너들과 협력하여 인도에 건설될 시설에 인도 과학자 팀이 설치, 시운전, 운영할 계획인 3개의 첨단 라이고 검출기 중 하나를 위한 모든 설계와 하드웨어를 제공하겠다고 제안했다.

LIGO-인도 프로젝트는 LIGO 연구소와 LIGO-인도 컨소시엄이 협력하는 프로젝트이다: 간디나가르의 플라즈마 연구소, 푸네의 대학 간 천문학 및 천체물리학 센터(Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics IUCAA) 및 인도의 라자 라만나 첨단기술 센터가 협력하고 있다.

효과적인 글로벌 네트워크를 구축하기 위해 중력파 검출에 대한 전 세계적인 활동을 확대하는 것은 수년 동안 LIGO의 목표였다. 2010년에 중력파 국제위원회(Gravitational Wave International Committee GWIC)가 발표한 개발 로드맵은 간섭계 검출기의 글로벌 어레이를 확장하는 것을 최우선 과제로 삼을 것을 권고했다. 이러한 네트워크는 천체 물리학자들에게 더 강력한 검색 능력과 더 높은 과학적 수율을 제공할 것이다. 현재 LIGO 과학 협력과 VIRGO 협력 간의 합의는 비슷한 감도를 가진 세 개의 검출기를 연결하여 이 국제 네트워크의 핵심을 형성하고 있다. 연구에 따르면 인도의 검출기를 포함하는 네트워크에 의한 광원의 현지화는 상당한 개선을 가져올 것이다. 현지화 평균의 개선은 대략 몇 배의 개선이 예상되며 하늘의 특정 지역에서는 훨씬 더 큰 개선이 이루어질 것으로 예상된다.

NSF는 LIGO 예산을 늘리지 않는 한 이러한 이전과 그에 따른 일정 지연을 기꺼이 허용했다. 따라서 검출기를 수용할 LIGO 사이트와 동등한 실험실을 건설하는 데 필요한 모든 비용은 호스트 국가가 부담해야 한다. 그러나 오스트레일리아 정부는 2011년 10월 1일 마감일까지 자금을 투입하지 않으려고 했다.

인도의 위치는 2012년 6월 인도와 미국 간의 공동위원회 회의에서 논의되었다.

인도 서부 마하라슈트라주 힌골리 지구(Hingoli district)에 있는 운다 나그나트 순례지 근처가 선정되었다.

2023년 4월 7일, 인도 정부 내각은 LIGO-인도 프로젝트를 승인했다. 건설은 2600 크로르-천만 인도 루피(INR)의 비용으로 마하라 슈트라의 힌 골리 지구에서 시작될 예정이다.

### A+
강화 LIGO와 마찬가지로 특정 개선 사항은 기존 첨단 LIGO 기기에 개조될 것이다. 이를 A+ 제안이라고 하며 2019년부터 업그레이드된 검출기가 2024년에 작동할 때까지 설치할 계획이다. 업그레이드는 다음을 포함한다:

최종 LIGO 출력 광검출기는 진폭이 아닌 위상에 민감하기 때문에 제품의 양자역학적 한계를 위반하지 않고도 위상 잡음은 줄이고 진폭 잡음은 늘리도록 신호를 압착할 수 있다. A+ 개선은 스퀴징 구적도를 고주파(50Hz 이상)의 위상 스퀴징에서 저주파의 진폭 스퀴징으로 회전시키는 역할을 하는 추가 광공진기을 설치하여 저주파 복사압 잡음도 완화할 것이다.

### LIGO 보이저
감도를 2배 더 향상시키고 저주파 차단을 10Hz로 절반으로 줄이기 위해 기존 LIGO 사이트의 3세대 검출기를 "LIGO 보이저"라는 이름으로 계획 중이다. 계획에 따르면 유리 거울과 1064nm 레이저를 더 큰 160kg 실리콘 테스트 질량으로 교체하고 123K (액체 질소로 달성 가능한 온도)로 냉각하고 실리콘이 투명한 1500~2200nm 범위의 더 긴 레이저 파장으로 변경할 것을 요구한다. (많은 문서에서 파장을 1550nm로 가정하고 있지만 이는 최종적인 것은 아니다.)

보이저는 A+로 업그레이드되어 2027~2028년경에 가동될 예정이다.

### 우주 탐사선
더 긴 팔을 가진 더 큰 시설을 위한 설계를 "우주 탐험가(Cosmic Explorer"라고 한다. 이것은 LIGO 보이저 기술을 기반으로하며 LIGO 유형과 유사한 L자형 형상을 가지고 있지만 팔이 40km이다. 이 시설은 현재 지표면에 설치될 예정입니다. 10Hz 이상의 주파수에서는 아인슈타인 망원경(Einstein Telescope)보다 감도가 높지만 10Hz 이하에서는 감도가 낮다.