スライド 1

DECIGO PF の物理
田中貴浩（京大理）
Various sources of gravitational waves
Earth-based Interferometer
• Binary coalescence
– g -ray bursts
• Spinning NS
– LMXB
– SN remnant
• GW background
• SN formation
– high kick velocity
taken from Cutler & Thorne (2002)
Various sources of gravitational waves
Space Interferometer
• Guaranteed
binary sources
– WD-WD
– AM CVn
– LMXB
• Supermassive BH
– merger
– formation from a
super massive
star
• Stochastic BG
– WD binary noise
– primordial
Taken from Cutler & Thorne (2002)
特定のありそうなターゲットを
探そうとすると難しい
昔のレビュー(Thorne
1980) を見ると、なに
やら大きなhを通る線
が引かれている。
Cherished Beliefs
このくらいのamplitudeの
バーストが一ヶ月に一回以
上あるというのは、物理屋
の信念を根底から揺さぶる
というラインのようだ。
ˆ：観測時間
 * : シグナルの継続時間
観測時間内にバーストを起こす確率
ˆ：観測時間
 * : シグナルの継続時間
どのくらいの制限が得られるか？
• Inspiral
こういうところに来るinspiralは距離にすると
d  30M / 100M sol  kpc
5/6
10
1/2
Strain [1/Hz ]
10
10
10
10
10
10
10
–12
–14
小型衛星検出器
大質量
ブラックホール連星合体
–16
–18
–20
LISA
銀河系内連星
銀河系内連星
バックグラウンド雑音
–24
DECIGO (量子限界)
–5
10
–4
10
–3
–2
–1
LCGT
重力場変動雑音
(地上検出器)
基線長 108 m, マス 100kg,
レーザー光10MW, テレスコープ径3m
–26
重力崩壊型
超新星爆発
初期宇宙
からの重力波
(Wgw=10-14)
–22
10
中性子星
連星合体
0
10 10
10 10
Frequency [Hz]
1
10
2
3
10
10
4
ちなみにprimordial BH連星を考えると、
WBH=0.25、
１００Msolを仮定して fmax=43Hz
一年以内に合体する連星までの距離の期待値は
～１０Mｐｃ
１０4Msolを仮定して
観測限界は d  30kpc
fmax=0.43Hz
～３０Mｐｃ
観測限界は d  3Mpc
• Stochastic background
~
1.5
18 1/ 2
1/ 2
h  10 WGW f / 1Hz Hz 
– 原理的にはWGWへの制限は
WGW
2
~
5/ 2
1 / 2

  f   Tobs 
h
 1 16 1/ 2  
 

 10 Hz   1Hz   4month
しかも、２台は必要
まとめ
• DECIGO PFの感度曲線からは、得られる制
限は全く無意味なものでは全くない。
– さりとて、特定のソースを考えろというのは難しい
• 一方、ノイズ源が色々あると思うのだが、そち
らの方を抑える作業に理論屋がもっと参加す
べきではないだろうか？
– そのためには観測の仕組みをきちんとりかいしな
ければ…という段階だが。

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