GRBと重力波観測

Report
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
17.90
17.95
18.00
17.85
17.90
17.95
18.00
17.85
17.90
17.95
18.00
20
x10
-15
10
0
-10
-20
20
x10
-15
10
0
-10
-20
20
x10
-15
10
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

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