重力波検出の 現状と将来計画
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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 - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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)
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One interferometer with 4 km Arms
One interferometer with 4 km Arms,
One with 2 km Arms
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
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%
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。
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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
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