Gap between LISA and Ground

スペース重力波アンテナ
DECIGO
国立天文台第２回将来計画シンポジウム
２００２年６月４日
川村静児（国立天文台）
中村卓史（京大理）
瀬戸直樹（阪大理）
坪野公夫（東大理）
DECIGOトークの内容
1. DECIGOの概要（川村）
2. DECIGOの意義及び検出できる重力波
源（中村）
3. DECIGOによる宇宙膨張加速の計測
（瀬戸）
4. DECIGOのフィージビリティー（坪野）
レーザー干渉計による
重力波検出
重力波源
重力波
伸びる
縮む
鏡
鏡
ビームスプリッタ
光検出器
レーザー
アーム長が長いほど
感度が高くなる
世界の重力波検出実験
GEO
LIGO
TAMA
LCGT
LIGO
VIRGO
AIGO
干渉計を宇宙に持っていくと・・・
• 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
LISA
Laser Interferometer Space Antenna
• NASAとESAの共同計画
• 1mHz～10mHzを狙うスペース重力波アンテナ
• 2011年打ち上げ予定
地上の重力波アンテナと
LISAの間の周波数ギャップ
ストレイン [Hz-1/2]
10-18
LISA
10-20
ギャップ
10-22
10-24
10-4
10-2
地上の重力波アンテナ
(LCGT)
100
周波数 [Hz]
102
104
DECIGOとは何か？

Deci-hertz Interferometer Gravitational Wave Observatory
短距離型スペース重力波アンテナ
10-18
ストレイン [Hz-1/2]

LISA
10-20
DECIGO
10-22
10-24
LCGT
(感度：任意)
10-4
10-2
100
102
周波数 [Hz]
104
周波数ギャップを埋めることの
重要性
新しい窓は新しい物理を生む！




LISAの帯域から出て行った連星からの重
力波の検出
地上干渉計の帯域に入る前の連星からの
重力波の検出
全く新しい重力波源（⇒中村）
全く新しい物理（⇒瀬戸）
アーム長と感度の関係
ストレイン [Hz-1/2]
10-18
100
f-2
LISA
10-19
10-20
10-21
力の雑音:
XFN/L∝1/L
f1
DECIGO
f0
f0:1/L f0
アーム長：(1/100)LISA
LISAと同じ技術レベル
100
ショットノイズ (f<f0): XSN/L∝P-1/2/L∝(L-2) -1/2/L=L/L
10-4
10-2
100
周波数 [Hz]
102
DECIGOの感度
ストレイン [Hz-1/2]
10-18
10-20
DECIGO
(LISAの技術レベル
L=5×107m)
LISA
LCGT
10-22
DECIGO究極の感度1000
10-24
DECIGO究極の感度
(量子雑音のみ
M=100kg, L=5×108m)
10-26
10-4
10-2
100
周波数 [Hz]
102
104
DECIGOの有利な点
0.1Hz付近には重力波雑音がない（⇒瀬戸）
(From the LISA report)
DECIGOに必要な技術（⇒坪野）
3台の衛星
フォーメーションフライト
太陽輻射圧など
重力場による動き
ドラッグフリー衛星
光が広がる
位相ロックして増幅反射
ヘテロダイン検出
DECIGOワーキンググループ



2002年初頭に結成
現在74名（天文台、宇宙研、大阪市立大、阪大、
京大、通総研、電通大、東大、宇宙線研、東北
大、新潟大、早大他）
2002年5月9日第1回ミーティング開催
50名以上の参加者
得られる科学的成果とフィージビリティーについ
て発表と議論
2003年春を目標に目的とリクワイヤーメントを設
定する
まとめ




地上重力波アンテナとLISAとの間の周波数
ギャップを埋めることは重要である。
この周波数帯は重力波雑音がないので著し
く感度を高めることができる可能性を持つ。
DECIGOにより宇宙膨張の加速度を計測で
きる。
DECIGOワーキンググループが発足、明確
な目的とリクワイヤーメントの確立を目指し
て活動開始。

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