Transcript GRBと重力波観測

GRBと重力波観測
Illustration：Sora
ガンマ線バースト将来計画に向けたワークショップ
＠京大
平成22年8月27日
川村静児（国立天文台）
話の内容
• GRBと重力波
• 重力波検出のレビューと現状
• LIGOとGRB
• LCGTとGRB
• DECIGOとGRB
• まとめ
GRBと重力波
• Long GRB
– ある種の超新星、ジェット？
• 重力波源、軸対象からのずれに依存
• 地上重力波検出器：銀河近傍
• Shot GRB（SGR以外）
– NS-NS、NS-BHの合体？
• 強力な重力波源
• 地上検出器：200 Mpc、DECIGO：ほぼ全宇宙
• SGR
– マグネタ―？
• 重力波源？
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
重力波天文学
• 宇宙初期
• 未知なる天体
重力波天文学の創成
レーザー干渉計による
重力波検出
重力波
ミラー
ビームスプリッター
ミラー
レンズ
干渉光
スクリーン
レーザー
鏡
アーム長が長いほど
感度が高い
鏡
鏡
レーザー
光検出器
鏡
レーザー
光検出器
感度を高める基本技術
連星の合体からの重力波
中性子星や
ブラックホール
20
-18
10
x10
0
-10
17.92
17.94
17.96
17.98
s
18.00
マッチドフィルター
信号（重力波信号＋雑音）とテンプレートとの相関を取る
テンプレートのパラメタをスキャン
20
x10
-15
10
0
-10
-20
17.85
17.90
17.95
18.00
17.85
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17.85
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17.85
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0
-10
-20
現在の世界の大型干渉計
LIGO (4 km)
GEO (600 m)
TAMA (300 m)
CLIO (100 m)
LIGO (4 km)
VIRGO (3 km)
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
GRB、かにパルサー、
背景重力波の上限値
LIGO
4 km
1,000
7×10-20
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
30
40×10-20
2000年～2002年世界
最高感度、最長観測
5
25×10-20
熱雑音で制限、
冷却効果の実証間近
TAMA
CLIO
300 m
100 m
LIGO
(Laser Interferometer Gravitational-wave
Observatory)
One interferometer
with 4 km Arms,
One with 2 km Arms
One interferometer
with 4 km Arms
14
LIGO Sensitivity
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
15
GRB 070201
• GRB 070201
– Short GRB
– M31の腕を含む方向から到来
• 重力波検出されず
– LIGO H1のデータ解析（180 s）
• M31におけるNS-NS、NS-BHの
合体ではない
– m1:1Ms-3Ms, m2:1Ms-40Ms
– 99％ CL
• 重力波エネルギー：7.9×1050
erg以下（if M31)
– SGR（in M31）の可能性は排除
しない
Abbott et al., Astrophys. J. 681 (2008) p.1419-1430
その他のGRB
•
•
•
•
22個のGRB (051114 – 070923)
LIGO(S5)-Virgoのデータ解析
重力波検出されず
NS-NS, NS-BHの合体はなかった
– 6.7 Mpc
– 90% CL
Abadie et al., Astrophys. J. 715 (2010) p.1453-1461
SGRからの重力波
• SGR 1806-20, SGR 1806-20, SGR 1900+14
• ジャイアントフレア、バーストに伴う重力波の
探査
• LIGOデータの解析
• 重力波検出されず
• 重力波エネルギーの上限値：
3×1045 – 9×1052 erg (assuming 10 kpc)
Abbott et al., PRL 101 (2008) 211102
将来の地上干渉計の計画
第2世代検出器により重力
波の初検出が期待される
GEO-HF
Advanced LIGO
LIGO (4 km)
GEO (600 m)
TAMA (300 m)
CLIO (100 m)
LIGO (4 km)
Advanced Virgo
VIRGO (3 km)
Einstein
Telescope
（第3世代）
LCGT (3 km)
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：
2010年度開始
98億円（3年）獲得
2017年目標感度到達
国際競争と緊急性
一年間で検出できる
連星中性子星合体事象数(期待値）
日本における
実証ヒナ型検出器
現存する欧米
の検出器の
到達点
LCGTの
到達点
予想される
観測数の範囲
発見ライン
年に１個以上観測
米国の計画
２００８年度から着手
～２０１５年完成予定
21
重力波検出器ネットワーク
LIGO(H)+LIGO(L)+Virgo
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%

1/2最大感度の範囲：72%
 3台稼働率:
L/H+L/L+V 51%
50%

L/H+L/L+V+LCGT
50
B. F. Schutz
第２世代地上重力波検出器
（LCGTなど）とGRB

中性子星連星の合体の観測
– Shot GRBとの同時観測によりメカニズムの解明
– GRBの検出をトリガーにしてより詳しいデータ解
析

中性子連星の合体の予測
– GRBの方向を予測？
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
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
LISA
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
DECIGO
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）
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
Strain [Hz-1/2]

LISA
地上検出器
(e.g. LCGT)
10-20
DECIGO
10-22
10-24
白色矮星連星
からの重力波
雑音
10-4
10-2
100
102
Frequency [Hz]
104
日本の将来計画
（LCGTとDECIGOの関係）
時間
重
力
波
の
周
波
数
高
い
LCGT
LCGTとDECIGOの違い：
 目的
 タイムスケール
 狙う重力波源
重力波天文学の創成
低
い
（準備期間）
DECIGO
重力波天文学の発展
DECIGOの目的


インフレーションからの重力波の直接検出
宇宙膨張加速度の計測
– Seto, Kawamura, Nakamura 2004


巨大ブラックホール形成のメカニズムの解明
ダークマターの探索
– Saito, Yokoyama 2009

ブランスディッケパラメタの制限
– Yagi, Tanaka 2009

10万個の中性子星の質量分布→高密度で
の状態方程式
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
光共振器
光検出器
光共振器
レーザー
光検出器
ドラッグフリー衛星
軌道とコンステレーション（案）
地球
背景重力波検出の
ため相関を取る
レコード盤軌道
太陽
角度分解能を上げる
DECIGOの目標感度と
中性子星連星からの重力波信号
10-19
10-20
10-21
10-22
5年前
3ヶ月前
10-23
10-24
10-25
10-26
10-3
NS-NS
z<5, 50,000個
(S/N=10)
10-2
10-1
合体
1
10
Frequency [Hz]
102
103
DECIGOとGRB

中性子星連星の合体の予言
–
–
–
–
z<5
合体5年前
10,000個/年～30個/日
方向精度：1秒角
ロードマップ
2009 10
ミ
ッ
シ
ョ
ン
11
12 13
14
15 16
22 23 24
R&D
製作
R&D
製作
SWIM
17 18 19 20 21
DICIGOパスファインダー
(DPF)
目
的
要素技術の実証試験
ス
コ
ー
プ
衛星１台
アーム１本
25
26 27 28 29
R&D
製作
Pre-DECIGO
DECIGO
最小限のスペックで
重力波検出
重力波天文学の発展
衛星間共振器の実現
衛星３台
干渉計１台
衛星３台
干渉計３台
×４クラスター
DECIGO暫定組織
代表： 川村 (国立天文台)
副代表： 安東 (京大理)
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 (Maryland)，神田
(阪市大理)，井岡 (KEK)，高島 (JAXA/ISAS)，横山（東大理）
Pre-DECIGO
L：佐藤(法政大工)
検出器
L：阿久津
(国立天文台)
D：沼田(Maryland)
サイエンス・データ
L：田中 (京大基研)
D：瀬戸 (京大理)
D：神田 (阪市大理)
衛星
L：船木 (JAXA/ISAS)
デザインフェーズ
DECIGO パスファインダー
ミッションフェーズ
代表： 安東 (京大理)
干渉計
L：佐藤 (法政大工)
D：上田
(国立天文台)
D：麻生 (東大理)
レーザー
L：武者 (電通大)
D：植田 (電通大)
ドラッグフリー
L：森脇
(東大新領域)
D：坂井
(JAXA/ISAS)
スラスター
信号処理
バス
L：船木
(JAXA/ISAS)
L：阿久津
(国立天文台)
L：高島
(JAXA/ISAS)
データ解析
L：神田 (阪市大理)
L：リーダー，D：副リーダー
まとめ




NS-NS/NS-BH連星の合体はshort GRB
（SGR以外）の有力候補であり、強力な重力
波源である。
LIGOの観測によりGRBに関する情報が得ら
れ始めた
LCGTなど第2世代検出器によりshort GRBの
正体が分かることが期待される
DECIGOによりさらに多くのさらに遠くのGRB
の検出が可能になることが期待される
お願い


DECIGOでGRB関連でどんなことが分かるか
考えて論文書いて下さい！
ついでにDECIGO-WGに参加してください！
重力波とGRBの風
が気持ちええぜ
よ！
Illustration:
Sora