重力波物理の進展と将来計画 BH 重力波 Gravitational waves 田中貴浩 (京大天体核) 1 一般相対論100年 Einstein 方程式の誕生 1915年11月25日 1   R    T  g  T  2   (物理学会誌2015年2月号岡村さんの記事) JGWCなどの団体が中心となって10月～11月に全国講演会を組織 2 一般相対論の検証 • 光の曲がりニュートンアインシュタイン太陽 • 水星の近日点移動太陽 43秒角/100年水星 • 重力による光の到達時刻の遅れ火星太陽地球 3 間接的な重力波の存在証明 Pulsar は理想的な時計重力波放出による近点通過時刻の変化 PSR B1913+16 Hulse-Taylor binary dPorb/dt2.418×10-12 連星をなすpulsar による一般相対論の検証一般相対論の予言（J.M. Weisberg and J.H. Taylor, astro-ph/0407149. ） 4 しかし、重力波はまだ直接観測されていない。あまりにも電磁波と相互作用の強さが違う陽子間にはたらく重力＝10-36 陽子間にはたらく電気力 Gravitation wave detectors TAMA300 ⇒KAGRA 15 16 17 18 19 20 21 22 iKAGRA 27 28 bKAGRA 29 30 年 adv LIGO adv Virgo LIGO India LISA pathfinder Pre DECIGO LISA ⇒DECIGO/BBO eLISA DECIGO 6 LIGO⇒adv LIGO (Moore, Cole, Berry http://www.ast.cam.ac.uk/~rhc26/sources/) 7 なぜ重力波なのか強い重力場で一般相対論は本当に正しいのか？ gravitonはちゃんと伝播してくるのか？ブラックホール時空の時空構造をプローブする。 Minkowski + perturbation を越えた時空構造を見る重力波の強い透過力宇宙初期を見通す力がある。インフレーション、リヒーティングコンパクト天体の性質を調べるのに有効バイナリーパラメータ、NSの半径、超高密度での状態方程式の決定統計と宇宙論基礎過程が理論的によく理解されている(これからさらに理解がすすむ) プロセス(コンパクト天体の連星)がある。ビーミングも余り重要でないので観測によってイベントレートがばっちり決まる。重力波源質量 2    速度重力波の振幅～距離ただでさえ重力波は弱いので質量も速度も最大限に大きいものでないと観測は難しい大きな質量⇒星全体の大域的な運動最大の速度⇒光速に近い運動強い重力場中では重力によって光速近くにまで加速普通の星中性子星やブラックホール弱い重力場強い重力場 9 様々な重力波源 • Inspiraling binaries • (Semi-) periodic sources – 十分離れた連星系 (合体する前) • 距離の情報をもった様々な質量の連星の膨大なカタログ – パルサー • optical counter partと関連付けられる重力波源 – 超新星 – g 線バースト • Stochastic background – 初期宇宙からの重力波 – 分解できない foreground 10 Inspiraling binaries 連星系からの重力波からは様々な情報を引き出せる – Event rate – 連星の軌道パラメータ – 一般相対論のテスト • Stellar mass BH/NS – – – – 地上干渉計のtarget 中性子星の状態方程式 Possible correlation with short γray burst primordial BH binaries (BHMACHO) • Massive/intermediate mass BH binaries – 銀河中心の巨大ブラックホールの形成史 • Extreme (intermidiate) mass-ratio inspirals (EMRI) – BH時空のprobe 11 • Inspiral phase (large separation) クリーンな系、質点近似がよい星の内部構造はほとんど無視できる一般相対論が正しければ、正確な波形の予測が可能   Merging phase - 数値相対論の領域近年の目覚ましい発展 Ringing tail - quasi-normal oscillation of BH 12 Inspiral phaseの理論的な波形予測の重要性が認識されるきっかけとなった論文 for detection for parameter extraction for precision test of general relativity 13 • 2体が十分に離れている初期合体までに何周期もの重力波を出す。およそ、１周期程度のずれがあると区別できる。 14 Ｉnspiral重力波波形の理論的予測 Post-Newton 近似と BH perturbation BH スタンダードなポストニュートン近似 (v/c)展開重力波ブラックホール摂動 (/M)展開 16 Post-Newton 近似と BH perturbation • Black hole perturbation • Post-Newton近似  v << c  m1 >>m2 v v v v v v v v v v v 0 0 1 ○ μ1 μ2 μ3 2 3 4 5 6 7 ○ ○○ ○ ○○ ○ ○ ○ ○○ ○ ○○ ○ μ4 post-Newton 1995 2004 8 9 10 v 11 ○ ○ ○ ○ △ △ △ △ BH perturbation 2005 2014 2002 17 連星のパラメータ推定 M chirp   3 5 M 2 5 ,    M 1Gpcの距離にoptimalなorientation (Ajith and Bose 2009) 18 重力波波形からNSを調べる 1.97±0.04MOの中性子星の発見(J1614-2230) (Demorest et al. (2010)) 様々な状態方程式が排除される 19 重力波波形からNSを調べる数値相対論による 1.45MONS-NS連星@100Mpcの合体波形予測 (Hotokezaka et al. (2011)) 回転する巨大NSがtentativeに形成されて重力波を出す。波形はEOSに非常に依存している。 EOSの違い 450Hz以下の感度の高い領域で区別できないか？ 20 r 潮汐力(1/r 3)×潮汐変形(1/r 3) ∝潮汐エネルギー(1/r6) ニュートン重力の束縛エネルギー(1/r)と比べると5PN(1/r5)オーダー潮汐力のinspiral波形への影響の観測可能性の評価 S/N比16を仮定実線が様々なEOSの場合のtidal deformability 点線がadvLIGOでの1s level (Damour, Nagar and Villain 1203.4352) 21 連星中性子星合体のイベントレートの推定発見された連星中性子星で宇宙年齢以内に合体するもの double pulsar NS-WD total coalescence time  c   GW (Faulkner et al ApJ 618 L119 (2005)) E回転   2 E回転   4   双極放射   A 3 定数 d  d 1     2  2 2 3 dt  dt A A c   1 2  22 Merger rateのestimate roughには我々の銀河一個あたりのevent rateは R i Vgal Vmax i  i  Vmax i  観測されたNS連星を仮想的に他の場所に置いたときにそれが観測されているはずと考えられる場所の体積 0.4～400yr-1 for advLIGO/Virgo (Abadie et al. 2010) 23 (Kalogera et al. ApJ 601 L179 (2004)) NS-NS Binary coalescence = short g ray bursts? short long Jetの方向とbinaryの回転軸はおそらく同じ向き Jet 最大の重力波のamplitude しかも、時間や方向がknown ひくいS/Nでも検出可能（～2.4倍遠くまで見える） 24 Epeak-Lpeak correlation (いわゆる Yonetoku relation) がSGRBにも拡張される (Tsutsui et al. (2013)) LGRB SGRB Epeak-Lpeak correlation を BATSEのデータに適用して SGRBのレートを評価 (Yonetoku et al. 1402.5463) SGRBがNS-NS (NS-BH) 連星合体であるなら, events/yr for advanced detector networkが期待される 0.4～400yr-1 for advLIGO/Virgo (Abadie et al. 2010)とconsistent 25 電磁波対応天体の探索重力波検出の Confirmation Origin of extended emission 新しい天文学を拓くビーミングされていない４πの放射が有利 (Metzger and Berger 1108.6056) NS-NS, NS-BHの合体では何らかの電磁波シグナルが放出されることが期待される。何か見えるはずだと考えると、正体不明のＳＧＲＢと関係がある可能性が有力。 26 Macronova/Kilonova, 中性子星連星合体の際に放出される中性子過剰物質 ⇒ r -processによる元素合成 (A>130) 1.35M ◎ +1.35M ◎ やわらかいが2M◎を支えられるEOM (Hotokezaka et al. 1212.0905) ～0.2c ～10-4-10-2 M ◎のejecta mass 潮汐力による質量放出(NS半径大) とショックによる質量放出(NS半径小) NS半径小⇔質量放出大 27 Taken from https://t2.lanl.gov/nis/tour/sch005.html 28 Ejectaの断熱膨張とphotonのdiffusion timeのつり合いから放射のピークの時刻と明るさが見積もられる (Li & Paczynski 1998) t peak  v   10days  0 . 3 c   1 / 2  M       0.01M  10cm2 /g   ◎   1/ 2 1/ 2 L peak  f  v   M  41  10 erg/s - 6    10 0 . 3 c     0.01M ◎  Tpeak  f   v   2 103 K - 6     10   0.3c  1/ 2 1/ 4 1/ 8      2 10 cm /g    M     0.01M  ◎   1/ 8 1/ 2      2  10cm /g  3 / 8 最初のkilonovaの観測か？ (Tanvir et al. 2013) 29 SGRBからのextended emission Extended emissionがGRB本体と同程度のエネルギーを持つ場合もある (Nakamura et al. arXiv:1312.0297) Soft X-ray emission BZ効果による BH回転エネルギーの継続的引き抜き Extended emission of SGRB Pre-ejected matter 降着円盤 Kerr BH (Gompertz et al. arXiv:1302.3643) jet BATSE (>20keV) ～7% Swift BAT (>15keV) ～25% 低いエネルギー領域で検出確率が高くなる傾向 Fireball (Nakamura et al. arXiv:1312.0297) 31 どうして、世界中で同じようなものが何台も必要なのか？ KAGRA LIGO 波の到着時刻が場所ごとに異なる重力波のやってきた方向がわかる電磁波での同時観測 32 LIGO-India 33 Sky position 複数台の重力波同時検出によってエラーボックスを小さくできる。 NS-NS連星なら光度距離から距離もある程度わかる。重力波データ解析からは 5-10分での速報を目指している KISS (1.05m) 4deg2 PTF (1.2m) 7deg2 LSST (8.4m) 9.4deg2 (Nissanke,Sievers, Dalal, Holz arXiv:1105.3184) 34 BH-BH連星 Pop III の星は大質量星が多い。進化過程での質量放出がefficientでないためNS連星を作ろうとすると超新星爆発の質量放出で連星が解体してしまう。しかし、BH-BH連星なら形成される可能性が十分にある。 total mass ～ > 60M ◎ Detection rate of 2nd generation ～140 ×Errsys [yr-1] (Kinugawa et al. 1402.6672) NS-NS Formation ＞質量交換 He星 SN NS common envelope He星 SN ブラックホールの準固有振動ブラックホール～ブラックホールの質量と自転で決まる振動数と減衰率 f l  2, Schwarzschild  200Hz60M◎ / M  ブラックホール形成の決定的証拠 (Detweiler ApJ239 292 (1980)) 37 超新星爆発 Core collapse超新星爆発 (II型超新星)がシミュレーションで起こるようになってきているニュートリノによるショック再加熱多次元性が重要となる不安定性によるアシスト (Janka et al. 1211.1378) 38 球対称性からのずれ ⇒重力波放射 • bounce • convective matter motions, SASI • anisotropic neutrino emission 重力波による爆発のメカニズムの探査距離10kpcで超新星爆発が起きた場合の計算例 (Kotake et al. 1106.0544) 重力波とニュートリノの同時観測 Neutronization burstによるeのスパイク⇔bounceからの重力波重力波振幅大 ⇔ core rotationが大 (Yokozawa et al. 1410.2050) eと重力波の伝播速度の比較重力波の伝播速度を ∼ 10 −15で制限 (Nishizawa et al. 1405.5544) 39 相対論の検証弱い重力の近似での相対論の検証 • Parameterized post-Newton g :gij components  light bending 1 1  g 1.75 2 VLBI unpublished?   1 g  1  1.6 10 4 2  Shapiro time delay 1 3 -5 g  1  102×10 2 Cassini衛星 g 1  BD 1  1 2  BD BD Ref) Will gr-qc/9811036 b : 1PN g00 components g00  1  2U  2b U 2  perihelion shift 43 arcsec/100yr b 1  3 103  Nordtvedt effect 自己重力energyに対する等価原理 b 1  6 104 40 PPNからPPEへ h  f   A f 7 / 6ei  f  Quasi-circular軌道の場合の重力波波形   A f   1   i u ai  AGR  f  i      f    GW  f    bi u bi  i   (Yunes & Pretorius (2009)) ai>0 or bi>-1.7ではpulsar constraintを上回る  Constraints from BH-BH merger pulsar constraint b a 12MOBH-6MOBH and 18MOBH-6MOBH mergers Constraints from BH-BH merger pulsar constraint b (Cornish et al. 1105.2088) 41 重力波伝播のテスト 20??年、10年間のデータを解析した研究チームは次のような結果を得て、記者会見をした。「PSR1913+16までの距離は重力波によると4万光年で、電波天文学による距離2万光年をどのように見積もっても約2倍大きい。つまり、重力波が伝播している間に１部が消えていると考えざるを得ない…」こんなことは理論的に可能か？！ 42 1) Ghost-freeなbigravity modelが存在 (Hassan et al. 1109.3515) 2) そのモデルにはGRに非常に近い振る舞いをする FLRW 背景時空解が存在 3) 太陽系の重力のテストで棄却されない (Vainshtein mechanism) 4) 2種類の重力子の間に振動現象が起こる (De Felice et al. 1304.3920) 5) KAGRAでも観測可能なパラメータ領域が存在 (Narikawa et al. 1412.8074) 43 将来は、宇宙重力波干渉計へ eLISAやDECIGO/BBO 地球太陽高い角度分解能を実現地上では地面の振動に邪魔されて観測できない低振動数の重力波を宇宙から観測 44 Science by DECIGO (川村静児さんのトラぺを借用) Formation scenario of super-massive BHs Inflation / early universe フォアグラウンドの除去 Dark energy, astrophysics 45 Deci Hz 帯の優位性背景ノイズが低い原理的には最高のＳ/Ｎが実現できるバンド free from WD-WD binary confusion noise ( >0.25Hz ) 相対論の検証、重力波の宇宙論への応用、いずれにおいてももっとも高精度な観測ができるポテンシャルがあるバンドである。高い角度分解能他の波長に比べて原理的に１００倍高い太陽質量程度の連星の合体予報、電磁波による観測とシンクロ Targetの存在という点においても自然 mass rangeとしては104 M◎程度までがターゲット、ringing tailはもう少し上まで、巨大ブラックホール、銀河中心の成長プロセスを明らかにできる。太陽質量程度の連星もtargetになる。つまり、DECIGOが実現すれば、大きな成果を挙げることは間違いない。それでも、現時点では野心的な計画宇宙背景重力波に対する観測可能性 (Smith et al. astro-ph/0506422) 47 まとめ重力波直接検出は近い重力波天体の多様な観測による宇宙物理学の新展開(新学術領域) 48 まとめ様々な重力波源 A. Chirp Signal NS-NS連星合体 NS-BH連星合体 BH-BH連星合体中質量BHと太陽質量天体の合体 BH-MACHO連星の合体 B. Bust Signal 非球対称な超新星爆発ソフトガンマ線リピータの巨大フレアー宇宙紐のcuspやkink等 C. 連続波非軸対称なパルサー低質量X線連星 D. 背景重力波超新星宇宙紐宇宙初期の相転移 E. 未知のソース＋重力理論や宇宙モデルのテスト 49