アインシュタイン望遠鏡：次世代重力波検出器

より長く、より強力で、より正確に-ヨーロッパは、 アインシュタイン望遠鏡と呼ばれる新世代の重力波検出器を構築する予定です。





アインシュタインの望遠鏡のコンセプトアート、クレジット： www.gwoptics.org



AdvancedLIGO検出器は数年前に動作を開始したばかりで、計画された感度にさえ達していません。 しかし、科学者にとっては、LIGOの感度が本当の重力波天文学には不十分であることは明らかです。



LIGOを制限するもの、およびLIGOの2.5倍長い地下極低温検出器がこれらの制限を回避する方法について説明します。

1. GV検出器の動作原理の概要

まず、LIGOが重力波を検出し、いくつかの概念を定義する方法を簡単に思い出します。





LIGO Detector-マイケルソン干渉計。 重力波が一方の肩を伸ばし、他方の肩を絞ると、ビームスプリッター上の光の相対位相が変化し、干渉画像が出力に現れます。 画像クレジット：induced.info

1.1動作原理

重力波 （GW）は時空距離の小さな摂動です。 たとえば、2つのブラックホールが合体する場合など、質量体の非対称運動中に発生します。 これらの障害により、オブジェクト間の距離の定義が変更されます（距離を「ストレッチ」および「圧縮」）。 重力波検出器は、レーザーを使用してこの距離の変化を測定できるように設計されています。 最も単純なバージョンでは、検出器はマイケルソン干渉計であり、検出器のアームはバランスが取れているため、建設的な干渉によりすべての光が光源に向かって反射され、破壊的な干渉によるビーム分割器の2番目の出力は暗いままです。



HSが検出器に到達すると、片方の肩を伸ばしてもう片方の肩を絞るので、干渉計の出力で干渉パターンが変化し、信号を記録できます。

前の記事で 、GV検出器は定規ではなく、時計、つまり 重力波によって引き起こされる2本の腕の相対的な光遅延を測定します。 また、光の位相の相対的な変化を示しました。

$$

$$\ phi = L / \ lambda$$

この方程式は、検出器が非常に長くなる理由を説明しています。これにより、感度を上げることができます。



さらに感度を上げるために、科学者は光共振器の使用を思いつきました。 彼らは光が肩で数回移動することができます $$$\ mathcal {N}$ 肩の長さを効果的に増加させます $$$\ mathcal {N}$ 回。



また、検出器の出口での信号は検出器内部の光パワーに比例するため、共振器は光パワーを増幅するため、2つの問題を同時に解決します。

1.2重力波の偏光

重力波は分極されます。「+」（検出器に対して-片方の肩を伸ばしてもう一方を絞る）、または「x」（両方の肩を同時に伸ばす/絞る）のいずれかです。





1つの期間中の異なる分極のHSの作用下での試験質量（ボール）の変位。 クレジット：[Tiec、Novak、2017]



検出器は「+」偏光にのみ敏感です。 したがって、わずかに異なる肩の向きを持つ複数の検出器を用意して、任意の偏光の波を測定できるようにすることが重要です。この分極はまさに「+」だった。 そして、両方が異なる振幅の波を見た場合、初期分極が何であったかを計算できます。



偏光に対する感度は、2つの偏光に対して異なる放射パターンを設定します（つまり、空のどのポイントが検出器で最もよく見えるか）。





xおよび+偏光に対する検出器のパターン、および2つの偏光の平均。 クレジット：arXiv：1501.03765

2. LIGOの制限

LIGOの感度は非常に優れています^。10-18 mの精度で肩の長さの相対的な変化を測定できます。



このような精度で信号を測定するには、測定器のさまざまな部分のあらゆる種類のノイズを除去する必要があります。



検出器の感度は通常、スペクトル密度の形で異なる周波数での検出器のノイズレベルとして表示されます。 スペクトル密度は、検出器出力の信号に対するさまざまなノイズの寄与を反映しています（つまり、一部のノイズは原点では重要ですが、出力でのノイズへの寄与はわずかです）。 通常、スペクトル密度は重力波の振幅（いわゆるひずみ、 $$$h = \デルタL / L$ ）





GWひずみの振幅に正規化された、さまざまな周波数でのLIGOの感度への主な寄与、 $$$h = \デルタL / L$



ノイズへの最も重要な寄与のいくつかを考慮してください：



1. 地震ノイズ （周波数<1Hzを制限）：地震活動はミラーをシフトする可能性があります。 このノイズから隔離するために、ミラーは多段式サスペンションに吊り下げられ、さらに多段式の大型スタンドに取り付けられています。 サスペンションの共振周波数が低いほど、低周波数でのノイズが抑制されます。 原則として、ノイズリダクションの品質に制限はありません。



2. ニュートン重力ノイズ （制限周波数〜1Hz）：ミラーが直接的な地震の影響から完全に隔離されている場合でも、地球/床面の変位がミラーに重力の影響を与える可能性があります。 たとえば、風や波など、地表上を伝播する音波は、ミラーから地面までの距離をわずかに変化させるため、ミラーを変位させる引力が変化します。 これから完全に分離することは不可能です。これは基本的な制限です。



3. 懸濁液の熱雑音 （周波数は1〜10 Hzに制限されます）：ミラーの懸濁液中の分子の熱運動により、懸濁液の振動が励起され、ミラーが変位します。 抑制することは困難です;すべては材料の品質に依存します。



4. ミラーの熱ノイズ （下からの感度を制限します）：ミラーのコーティングおよびミラー（基板）の「ボディ」内の分子の熱運動。 光線の場合、ミラー自体の変位全体のように見えます。 材料に限られ、最も重要な技術的ノイズ。



5. 量子ショットレーザーノイズ （周波数> 50Hz）：光は量子的性質を持ち、個々の光子は異なるランダム値を持つランダム遅延で飛行します。 この遅延は、干渉計の出力での位相測定として表示され、すべての周波数を制限します。 検出器内部の光パワーが大きいほど、ノイズは少なくなります。 基本的な制限ですが、スクイーズドライトを使用して抑制できます。



6. 放射圧の量子ノイズ （周波数10〜50Hz）：同じショットノイズは干渉計内部で電力変動を引き起こし、ミラーに放射圧のランダムな力を引き起こします。 ショットノイズと同じくらい基本的です。 ショットノイズとは異なり、光パワーの増加とともに増加します。





量子ノイズに関する説明。 単一光子は、放射圧のランダムな力を生成します（左）。 一方、光子のランダムな時間分布は、光検出器での振幅変動につながります（右）。 両方のノイズは、波長、光パワー、肩の長さに依存します。 ミラーの質量が大きいほど、放射圧のノイズは小さくなります。 クレジット：[1]。





感度と光パワー $$$P_0$ ：ショットノイズ（青）が減少し、放射圧ノイズ（緑）が比例して増加します。



7.真空システム内の残留ガス （すべての周波数ですが、現在は制限されていません）：システム内の超高真空は常に理想的ではなく、残留ガス分子は光を散乱させる可能性があります。 （ポンプの品質に応じて）任意に小さくすることができます。



8. 古典的なレーザーノイズ （制限なし）：レーザーの出力と周波数は、古典的な理由（熱ノイズ、振動）によって変動する可能性があります。 レーザーシステムには、レーザーの周波数と出力を監視するための超安定レーザーとマルチレベルシステムが含まれています。



これらのノイズはすべて2つのグループに分けることができます：電力-変動はミラーの物理的変位をもたらします（ノイズ1-3および6）、および座標-変動は光の位相の変化をもたらしますが、ミラーを変位させません（ノイズ4、5および7）。



電源ノイズ $$$F$ バイアスを引き起こす $$$x$ ニュートンの法則に従って試験質量 $$$m \ ddot {x} = F$ 、または周波数範囲内： $$$x（\オメガ）= F（\オメガ）/（m \オメガ^ 2）$ 。 つまり、これらのノイズは、ミラーの質量を増やすことで低減できます。



LIGOの設計では、ニュートンノイズ2の問題を根本的に解決することはできません。光学システムの完全なオーバーホールなしでは、ミラー4の熱ノイズの問題は解決できません。



ノイズについて詳しくは、HabréのLIGOに関する素晴らしい記事をご覧ください 。

3.新しい検出器がこれらの問題をどのように解決するか

KAGRA地下探知機は来年の観測に参加します。



そのため、新しい検出器は地下に配置されます。 これにより、地震ノイズ1が減少し、最も重要なこととして、ニュートンノイズ2が減少します。主な原因は、地表波であり、地表波はほとんどありません。



検出器の設置場所によって異なります（現在、オランダまたはサルデーニャ、そしておそらくハンガリーの2つの主要オプションがあります）。





イタリアのAdvancedVirgo検出器を使用したさまざまな場所での地震データの比較。



もちろん、最も明白な技術的なステップは、地震を抑制するために行われます：パッシブアイソレーションのための新しいサスペンションシステムと、すべての電源ノイズを抑制するためのそれぞれ200 kgのより重いミラー。





多くの真空チャンバーを備えたアインシュタイン望遠鏡のコーナーステーションの1つ。 クレジット：gwoptics.org



ミラーの熱ノイズの問題はより複雑です。 明らかな解決策は、ミラーを冷却し、それによりブラウンノイズを低減することです。



ただし、冷却するとミラーの光学特性が変化し、吸収が増加します。 さらに、コールドミラーで大きな光のパワーを使用することは不可能です。ミラーで吸収すると、ミラーが加熱され、冷却がゼロになります。 つまり、検出器を冷却し、光量を減らす必要がありますか？ また、うまくいきません-ショットノイズが増加し（4）、低周波数で感度を損ないます。



科学者は別の解決策を考え出しました。1つの場所で2つの干渉計を使用します。





互いに埋め込まれた2つの干渉計を備えた「木琴」検出器の構成。 クレジット：A. Freise et al、CQG 26（2009）085012



1つは低周波用に最適化され、20Kに冷却されたミラーで動作し、低光量を使用します。 ショットノイズは増加しますが、ショットノイズが問題となる周波数では検出器は使用されません。 2番目の検出器は、室温で高出力で動作します。これにより、高周波ではショットノイズが抑制されますが、低周波では感度が低下し、放射圧のノイズが増大します。 ただし、この検出器は低周波数では使用されません。 その結果、すべての周波数で組み合わされた感度が最適になります。





冷却ミラーと低電力（および低放射圧ノイズ）を備えたET-D-LF低周波検出器、および高電力（および低ショットノイズ）を備えたET-D-HF高周波検出器。 クレジット：[1]



検出器の新世代の別の問題：建設時には、それはそのような感度を持つ唯一のものです。 第1に、検出器間の一致を確認できない場合、ランダムバーストと信号を区別することはできません。 第二に、重力波の異なる偏光を測定することは不可能です。 科学者は、1つの検出器ではなく、異なる方向の3つの検出器（図のように三角形の形）を構築することを提案しています。





検出器の三角形構成の概念（左）; 肩の異なるトンネル（右）。



これにより、検出器の放射パターンが改善され、より多くのイベントが記録されます。





1つの検出器（左）と三角形構成の3つの検出器（右）の放射パターンの比較。



それぞれが低周波数用と高周波数用の2つで構成されることを思い出させてください。 その結果、6つの検出器が三角形に配置されます。







これらのトリックはすべて、検出器の感度を少なくとも1桁向上させます。

このような感度により、観測範囲はほぼ可視宇宙の境界まで広がり、第1世代の星のBHの融合が見られ、ブラックホールと中性子星の融合が絶えず観測されます。



低周波数での感度の増加により、オブジェクトのマージの初期段階を観察し、それらのパラメーターに関するより多くの情報を取得することが可能になります。



高周波は、核融合の結果として形成されるブラックホールまたは中性子星の進化を観察することを可能にします。 このモードは、一般相対性理論と可能な代替をチェックするのに最も興味深いです。 たとえば、 重力波エコーは高周波数で正確に観測できます。





ETとLIGO-Virgoの感度の比較



しかし、最も重要なことは、それが単なる検出器ではなく、何十年もの間検出器の感度を向上させるインフラストラクチャ全体であることです。

4.結論

私が言及しなかったこと

周波数依存スクイーズド光を使用する量子ノイズ抑制システムなど、ETのこのような重要な部分についてはまだ説明していません。 Habréの優れた記事で圧縮光について詳しく読むことができます。 次の記事で、検出器の量子ノイズについて詳しく説明する予定です。



さらに、ETではいわゆる光学的剛性が使用されます。これは、機械的振動子と共振器内部の光との間の非線形相互作用による信号増幅です。 量子オプトメカニクスの詳細-機械システムと光の相互作用の科学-すぐにHabréで;）



もちろん、ETの最も基本的な機能のみに触れました。非常に多くの詳細があります-コメントを歓迎します。



さらに、40 kmのCosmic Explorer地上設置型望遠鏡の建設が米国で予定されていることは言及しませんでしたが、その設計はまだETほど開発されていないため、興味深い詳細はお伝えしません。

アインシュタインの望遠鏡の状態

ETはまだ欧州委員会の承認を受けていません。 個々の国は予備研究に投資します。 コラボレーションが徐々に形成されています。 公式ウェブサイトを読んで、 Letter of Intentに署名してコラボレーションに参加することもできます。



計画によれば、来年または2年後に欧州は作成申請を検討し、場所を承認します。 この場合のETの起動は、2030年代初頭に行われます。





1つの選択肢は、ドイツ、ベルギー、オランダの国境にある三角形で、各国に1つのコーナーステーションがあるように配置されています。 それは統一されたヨーロッパの象徴となるでしょう。

LIGOニュース

一方、LIGOは以前のO2観測サイクルのデータ処理の結果を発表しました 。さらに4つの新しいブラックホールの合併がありました。 このように、LIGOはこれまでずっと、ブラックホールの10個の合併と中性子星の1個の合併をすでに見てきました。 明日、すべてのデータが正式に発表されます。詳細については記事を補足します。



UPD：そのため、重力波の新しいカタログがarXivで公開され 、すべてのイベントに関するデータの更新された分析が行われました。 センセーショナルな発見はありませんが、私たちはすでにブラックホールの10の合併を見てきました。これはそれ自体素晴らしいです。



LIGO-Virgo観測を含むすべてのブラックホール（太陽質量）と中性子星。 オンラインで見ることができます。 クレジット：LIGO-Virgo / Frank Elavsky / Northwestern



それまでの間、検出器は感度の向上を目指して本格的に稼働しており、検出器は新しい年次O3観測サイクルの2019年春に発売される予定です。 感度は非常に高く、平均して週に1つのイベントを観察するように計画されています。 2019年の夏、計画によると、日本のKARGA検出器は2つのLIGO検出器と1つの乙女座検出器に加わります。



このO3サイクルは、オープンサイエンスにとって興味深いものです。これは、合併のすべての潜在的な候補が、ソースの評価とともにリアルタイムで発表され、すべての関係者が他の範囲で観察できるようになるためです。 詳細はこちら 。



重力波天文学の時代はまだ始まったばかりで、多くの興味深いことが先にあります。 お楽しみに！



以前の出版物もお読みください.GBでの中性子星の観測が非常に重要である理由、 興味深い物理学でブラックホール核融合を研究できること 、GBが宇宙で光を伸ばした場合のLIGOの一般的な仕組みについて説明しています。