宇宙重力波望遠鏡
チャンドラセカール質量とは、恒星が超新星爆発を起こして内部に中性子星を残す臨界質量のこと。なお、現在の恒星進化論によれば、恒星は終末期に、太陽質量の2.3倍程度で超新星爆発を起こし、4倍程度を超えた質量ならば、中心部において生じた鉄原子が重力崩壊によって中性子星として残るとされている。なお、ブラックホールを生じるためには、残った中性子星が重力崩壊を起こす質量にならなければならない。
宇宙にレーザー干渉計を打ち上げる計画が始まったのは、1980年代に遡る。地球上でのレーザ干渉計の場合には、その大きさなどからすれば、長い基線長を持てば持つほど、巨額の費用が掛かる事になる。後述する、重力波観測のためには、基線長の長いものほど有利であり、精密な軌道制御が可能であれば、微弱な振動を捉えることが可能になる。
このため、JPLとESAは、既存の技術(ハッブル宇宙望遠鏡を、正確に天体に向けて、長時間露光する技術)を用いて、重力波観測が可能になる技術を開発している。
具体的には、レーザー光を発振して、そのレーザ光を反射する衛星を3機打ち上げることになる。それぞれの衛星は、互いに周回しながら、レーザ波を送受信しながらレーザ光の微弱な干渉縞を観測することになる。衛星間の同期は、原子時計を積んだマスタークロックによって行われる。このマスタークロックと、干渉縞の相互比較によって、重力波を捉える計画である。
なお、重力波検出はレーザ光の途中に重力波が通過するときに生じる、僅かな光子の振動として観測されるため、相互に行き来するレーザ光に干渉縞を生じることになる。