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重力波検出の
現状と将来計画
Illustration：Sora
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）
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
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
重力波で宇宙の始まりを観る
宇宙誕生
10 -43 秒
(プランク時間）
重力波
ニュートリノ
1秒
(陽子、中性子の形成)
電磁波
38万年
(晴れ上がり)
137億年
(現在)
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
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
11
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
12
GRB 070201
(Short) GRB 070201 was found to
be originating in the direction
that includes M31
but
No GW signal was detected by
LIGO
Binary merger in M31 scenario
was excluded at >99% level
Significant scientific result
Start of synergy between GW
and other astronomy
Abbott B, et al., Astrophys. J., 681 (2008) 1419
Crab Pulsar
Spin 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
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（目標）：
2011年度開始
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
18
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
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
20
CLIOの感度
Displacement noise 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
以前の感度
鏡の熱雑音
現在の感度
Frequency
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
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
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の目標感度と得られるサイエンス
原始ブラック
ホール
ダークマター
10-19
巨大ブラック
ホール形成の
メカニズム解明
10-20
10-21
合体
5年前
3ヶ月前
1 クラスター
10-22
ブランスディッ
ケ・パラメタ
10-23
10-24
10-25
２クラスター
相関解析
インフレーション
(3年間)
GW~210-16
インフレーション
10-26
の検証
10-3
10-2
10-1
1
10
周波数 [Hz]
合体
102
103
宇宙膨張の
加速度計測
⇒ダークエネル
ギーの制限
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
–
–
–
–

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

Observable Range
目的
 技術実証
地球重力場観測
スコープ
 衛星1台
 光共振器
 地球周回
[kpc, SNR=5]
DECIGOパスファインダー
2
10
BH QNM
BH Inspiral
1
10
Galactic Center
0
10
–1
10
3
10
4
10
Mass [Msolar]
Local
Sensor
Actuator
Thruster
5
10
6
10
DECIGOパスファインダー（DPF)
ドラッグフリー
（東大新領域）
安定化レーザー
（電通大）
安定化システム
アクチュエーター センサー
スラスター
（ISAS）
スラスター
鏡
レーザー
光計測
（国立天文台）
ハウジング
（国立天文台）
バス
（ISAS）
干渉計センサー
（地震研）
R&DおよびBBMの開発
Test mass module
Frequency-stabilized laser
Electrostatic sensor/
actuator
Drag-free
model
Interferometric sensor
Thruster
SWIM launch and operation
Tiny GW detector module
Launched in Jan. 23, 2009
Photo：
JAXA
In-orbit operation
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 optical
displacement sensor
Separation to mass ~1mm
Sensitivity ~ 10-9 m/Hz1/2
6 PSs to monitor mass motion
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 (Merryland)，神田 (阪市大理)，井岡 (KEK)，高島 (JAXA/ISAS)
Pre-DECIGO
佐藤(法政大工)
検出器
サイエンス・データ
沼田 (Merryland)
安東 (京大理)
田中 (京大基研)
瀬戸 (京大理)
神田 (阪市大理)
衛星
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
リーダー： 安東 (京大理)
検出器
レーザー
上田
(国立天文台)
植田 (電通大)
武者 (電通大)
ドラッグフリー
ハウジング
佐藤 (法政大工)
森脇
(東大新領域)
坂井
(JAXA/ISAS)
スラスター
バス
船木
(JAXA/ISAS)
高島
(JAXA/ISAS)
データ
神田 (阪市大理)
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
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
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