重力波検出の現状と将来計画

高宇連研究会＠ JAXA/ISAS

平成 22 年 3 月 10 日川村静児（国立天文台）Illustration ： Sora

話の内容• 重力波とその検出• 重力波検出の現状• これまでに得られたサイエンス• 将来計画

–LCGT–DECIGO

• まとめ

重力波とは？• アインシュタインの一般

相対性理論により予言• 潮汐的な空間のひずみ

が伝わっていく波

空間のひずみ～ 10-23 程度⇒ まだ見つかっていない！

重力波を出す天体現象

• 中性子星やブラックホールの連星運動とその合体

• 超新星爆発• パルサー• 宇宙初期• 未知なる天体

重力波天文学

重力波天文学の創成

38 万年( 晴れ上がり )

電磁波1 秒

( 陽子、中性子の形成 )

ニュートリノ

重力波で宇宙の始まりを観る

宇宙誕生

137 億年( 現在 )

重力波10 -43 秒

( プランク時間）

レーザー干渉計による重力波検出

レーザー

干渉光ビームスプリッター

ミラー ミラー

レンズ

スクリーン

重力波

アーム長が長いほど感度が高い

レーザー

光検出器

鏡

鏡

レーザー

光検出器

鏡

鏡

現在の世界の大型干渉計

LIGO (4 km)

LIGO (4 km)

VIRGO (3 km)

GEO (600 m)

TAMA (300 m)

CLIO (100 m)

各検出器の状況検出器 サイズ

予算規模（億円）

最高変位感度@ 1 kHz(m Hz-1/2)

コメント

LIGO 4 km 1,000 7×10-20 GRB 、かにパルサー、背景重力波の上限値

Virgo 3 km 150 15×10-20 超高防振システムで低周波を狙う

GEO 300 m 20 13×10-20

シグナルリサイクリングで狭帯域動作可能

TAMA 300 m 30 40×10-20

2000 年～ 2002 年世界最高感度、最長観測

CLIO 100 m 5 25×10-20 熱雑音で制限、冷却効果の実証間近

LIGO(Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory)

11

One interferometer with 4 km Arms

One interferometer with 4 km Arms,

One with 2 km Arms

LIGO Sensitivity

12

現在は 19 Mpc遠方で起こる中性子連星合体からの重力波が検出できる

GRB 070201(Short) GRB 070201 was found to be originating in the direction that includes M31

butNo GW signal was detected by LIGO

Binary merger in M31 scenario was excluded at >99% level

Significant scientific resultStart of synergy between GW and other astronomy

Abbott B, et al., Astrophys. J., 681 (2008) 1419

Crab PulsarSpin down rate gives the upper limit of GW emitted from Crab pulsar

No GW signal was detected by LIGO

GW energy upper limit < 4% of spin down limit

Significant scientific result

Abbott B, et al., ApJ Lett., 683 (2008) 45

背景重力波初期宇宙からの重力波に対する新しい上限をつけた

GW < 6.9×10-6

ビッグバン元素合成や宇宙マイクロ波背景輻射から得られる間接的な限界を 100 Hz において上回る

（超）弦理論モデルや初期宇宙進化モデルに新たな制限を付けた

Abbott B P, et al., Nature, 460 (2009) 990

将来の地上干渉計の計画

LCGT (3 km)

Advanced LIGO

Advanced Virgo

GEO-HF

Einstein Telescope

（第 3 世代）

LIGO (4 km)

LIGO (4 km)

VIRGO (3 km)

GEO (600 m)

TAMA (300 m)

CLIO (100 m)

第 2 世代検出器により重力波の初検出が期待される

LCGTアーム長： 3 km低温鏡：熱雑音を下げる地下：地面震動が小さい

スケジュール（目標）：2011 年度開始2017 年目標感度到達

予想される観測数の範囲

現存する欧米の検出器の到達点

LCGT の到達点

一年

間で

検出

でき

る連

星中

性子

星合

体事

象数

(期

待値

）

米国の計画２００８年度から着手～２０１５年完成予定

日本における実証ヒナ型検出器

発見ライン

国際競争と緊急性

年に１個以上観測

18

重力波検出器ネットワーク

L/H+L/L+V 50% L/H+L/L+V+LCGT 50%

B. F. Schutz

LIGO(H)+LIGO(L)+Virgo

1/2 最大感度の範囲： 72% 3 台稼働率 : 51%

LIGO(H)+LIGO(L)+Virgo+LCGT 最高感度： +13% 1/2 最大感度の範囲 : 100% 3 台稼働率 : 82%

20

TAMA300

超高防振システムの組み込みにより低周波の感度改善

Photo: Nikon

CLIO の感度

Frequency

Dis

plac

emen

t no

ise

1/√

Hz

振り子の熱雑音と鏡の熱雑音により感度制限（世界初）低温での熱雑音低減実証間近

振り子の熱雑音

鏡の熱雑音

以前の感度

現在の感度

LCGT の組織LCGT: hosted by ICRR under MOU with NAOJ and KEK. LCGT collaboration: 118 名 ( 国内： 92 名 , 海外 26 名 )

学術審議会および大学共同利用機関からの支持

• 平成６年に国立天文台、高エネルギー物理学研究所、宇宙線研究所で、３所長覚書を交わす、それ以後、２年毎に更新し現在にいたる。

• 平成１２年に学術審議会宇宙科学部会報告に重力波望遠鏡が「当面は技術開発を強化しつつ、早期の着手を目指す計画として位置づける」とされた。

• 平成１９年に宇宙線研究所統括のもとで国立天文台、高エネルギー加速器研究機構が協力して計画を推進する覚書を締結した。

23

干渉計を宇宙に持っていくともっと長くできる

• 信号が増える －重力波と光の相互作用の時間が長くなるため －ただし高周波では信号のキャンセルが起こる• ノイズが減る －地面振動や重力場の揺らぎノイズが小さい

　　　低周波で感度がよくなる

将来の宇宙干渉計の計画

LISA DECIGO

目的：巨大ブラックホールの合体　　　　銀河内白色矮星連星推進母体： ESA ・ NASA

目的：インフレーションの直接観測　　　　ダークエネルギーの解明　　　　ダークマターの探査　　　　巨大ブラックホール形成のメカニズム推進母体：日本（国際協力）

宇宙干渉計により、さまざまな貴重なサイエンスが期待される

DECIGO とは？Deci-hertz Interferometer Gravitational Wave Observatory LISA と地上検出器の帯域のギャップを狙う 超高感度の実現が可能！

10-

18

10-

24

10-

22

10-

20

10-

4

104102

10010-2

Frequency [Hz]

Str

ain

[H

z-1

/2]

LISA

DECIGO

地上検出器(e.g. LCGT)

白色矮星連星からの重力波雑音

予備概念設計光共振器を使うアーム長： 1000 kmミラー直径： 1 mレーザー波長： 532 nmフィネス： 10レーザーパワー： 10 Wミラー質量： 100 kg

干渉計３台で１クラスター

レーザー

光検出器

光検出器 光共振器

ドラッグフリー衛星

光共振器

軌道とコンステレーション（案）

太陽

地球

レコード盤軌道

角度分解能を上げる

背景重力波検出のため相関を取る

巨大ブラックホール形成の

メカニズム解明

インフレーションの検証

DECIGOの目標感度と得られるサイエンス

周波数 [Hz]

２クラスター相関解析(3 年間 )

スト

レイ

ン [

Hz-

1 /2 ]

10-3 10-2 　 10-1 　 1 　 10 　 102 　

103

10-19

10-20

10-21

10-22

10-23

10-24

10-25

10-26

(1000 M◎ z=1)

ブラックホール連

星

合体5 年前

中性子星連星 (z=1)

合体

3ヶ月前

宇宙膨張の加速度計測

⇒ダークエネルギーの制限

1 クラスター

イ ン フ レ ーションGW~210-16

原始ブラックホール

ダークマター

ブランスディッケ・パラ

メタ

ロードマップ2009 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29

ミッション

目的 要素技術の実証試験

最小限のスペックで重力波検出衛星間共振器の実現

重力波天文学の発展

スコープ

衛星１台アーム１本

衛星３台干渉計１台

衛星３台干渉計３台×４クラスター

DICIGOパスファインダー (DPF)

Pre-DECIGODECIGO

R&D製作

R&D製作

R&D製作

SWIM

DECIGOパスファインダー目的 技術実証

– レーザー安定化システム– 光共振器の制御– 衛星のドラッグフリー制御– クランプ機構

低周波での重力波観測– 銀河内 BH 合体

地球重力場観測

スコープ 衛星 1 台 光共振器 地球周回

Local Sensor

Actuator

Thruster

103 104 105 10610–1

100

101

102

Ob

serv

able

Ran

ge

Mass [Msolar][k

pc

, S

NR

=5

]

Galactic Center

BH QNM

BH Inspiral

スラスター

センサー

鏡

安定化システム

レーザー

アクチュエーター

DECIGOパスファインダー（ DPF)

ハウジング　（国立天文

台）

スラスター

（ ISAS ）

ドラッグフリー（東大新領域）

干渉計センサー（地震研）

安定化レーザー（電通大）

バス（ ISAS

）

光計測（国立天文

台）

R&Dおよび BBM の開発

Frequency-stabilized laser

ThrusterInterferometric sensor

Drag-freemodel

Electrostatic sensor/actuator

Test mass module

SWIM launch and operationTiny GW detector module Launched in Jan. 23, 2009

Test mass

Photo sensor

Coil

TAM: Torsion Antenna Module with free-falling test mass (Size : 80mm cube, Weight : ~500g)

Reflective-type optical displacement sensorSeparation to mass ~1mmSensitivity ~ 10-9 m/Hz1/2

6 PSs to monitor mass motion

~47g Aluminum, Surface polishedSmall magnets for position control

Photo： JAXA

In-orbit operation

DECIGO暫定組織代表： 川村 ( 国立天文台 )

副代表： 安東 (京大理 )

Pre-DECIGO

佐藤 (法政大工 )

衛星

船木 (JAXA/ISAS)

サイエンス・データ田中 (京大基研 )瀬戸 (京大理 )神田 (阪市大理 )

DECIGO パスファインダー

リーダー： 安東 ( 京大理 )

検出器

上田 ( 国立天文台 )

ハウジング

佐藤 (法政大工 )

レーザー

植田 (電通大 )

武者 (電通大 )

ドラッグフリー森脇

(東大新領域 )坂井

(JAXA/ISAS)

スラスター

船木 (JAXA/ISAS)

バス

高島 (JAXA/ISAS)

データ

神田 (阪市大理 )

検出器

沼田 (Merryland)

安東 (京大理 )

ミッションフェーズ

デザインフェーズ

運営委員会川村 ( 国立天文台 )，安東 (京大理 )，瀬戸 (京大理 )，中村 (京大

理 )，坪野 (東大理 )，佐藤 (法政大工 )，田中 (京大基研 )，船木

(JAXA/ISAS)，沼田 (Merryland)，神田 (阪市大理 )，井岡 (KEK)，高島

(JAXA/ISAS)

研究協力等 LISA

– 第１回 LISA-DECIGO ワークショップ開催（平成２０年１１月）

– Strong support letter Stanford Univ.

– 帯電制御、ドラッグフリー技術その他で共同研究　⇒　MOU NASA Goddard

– ファイバーレーザーの共同研究　⇒　検討開始 JAXA誘導制御グループ

– フォーメーションフライトの共同研究 東大ビッグバンセンター

– DECIGO がメインテーマの一つとなる UNISEC （大学宇宙工学コンソーシアム）

– 研究協力の検討 国立天文台・先端技術センター

– DPF の推進母体となる可能性についての検討中

最近の進展、会議等

ISAS の小型科学衛星シリーズ– DPF が２号機の最終候補の２つに残る–残念ながら不採択

第７回 DECIGO ワークショップ（２００９年４月）– 関連分野（ CMB 、ダークエネルギー、巨大ブラックホール）との融合の試み

DPFサイエンス検討会（２００９年１１月）– 地球重力場測定の可能性検討

物理学会： DECIGO 関連で１０講演

日本の将来計画（ LCGT と DECIGO の関係）

時間

重力波の周波数

高い

低い

LCGT

重力波天文学の創成

重力波天文学の発展

（準備期間）

DECIGO

LCGT と DECIGO の違い： 目的 タイムスケール 狙う重力波源

まとめ重力波は 21 世紀の天文学に多くの貴重

な新しい情報をもたらす重要な観測手段である

すでに、意義のある上限値を与えるなどの成果が出始めている

第 2 世代検出器により重力波の発見がなされると期待される

さらにスペース重力波アンテナにより重力波天文学の一層の発展が期待される