ライゴ

レーザー干渉計重力波観測所

アドバンスト LIGO の最初の観測実行時の LIGO リビングストン制御室 (O1)
別名	ライゴ
場所	米国ワシントン州ハンフォード・サイトおよびルイジアナ州リビングストン
座標	LIGO ハンフォード観測所: 46°27′18.52″N 119°24′27.56″W / 46.4551444°N 119.4076556°W / 46.4551444; -119.4076556 (LIGO ハンフォード観測所) LIGO リビングストン観測所: 30°33′46.42″N 90°46′27.27″W / 30.5628944°N 90.7742417°W / 30.5628944; -90.7742417 (LIGO リビングストン観測所)
組織	LIGO 科学協力
波長	43 km (7.0 kHz)～10,000 km (30 Hz)
構築済み	1994–2002 (1994–2002)
初光	2002年8月23日
望遠鏡スタイル	重力波観測所
長さ	4,000 メートル (13,123 フィート 4 インチ)
Webサイト	詳しくはこちら
LIGO リビングストン天文台 LIGO ハンフォード観測所 アメリカ本土の LIGO 観測所
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レーザー干渉計重力波観測所（LIGO ）は、宇宙の重力波を検出し、重力波観測を天文学のツールとして開発するために設計された大規模な物理学実験および観測所です。 ^[1]レーザー干渉計による重力波の検出を目的として、米国に2つの大きな観測所が建設されました。これらの観測所は、4キロメートル間隔で配置された鏡を使用して、有効範囲1120キロメートルにわたって、陽子の電荷直径の1万分の1未満の長さの変化を測定します。^[2]

最初のLIGO観測所は米国国立科学財団（NSF）の資金提供を受け、カリフォルニア工科大学とマサチューセッツ工科大学（ MIT）によって構想、建設、運用された。^{[3] [4]} 2002年から2010年までデータを収集したが、重力波は検出されなかった。

オリジナルのLIGO検出器を強化するAdvanced LIGOプロジェクトは2008年に始まり、英国の科学技術施設評議会、ドイツのマックスプランク協会、オーストラリア研究会議からの重要な貢献とともに、NSFによって引き続きサポートされています。^{[5] [6]}改良された検出器は2015年に運用を開始しました。重力波の検出は、いくつかの大学や研究機関の科学者の国際的な参加により、 LIGO科学コラボレーション（LSC）とVirgoコラボレーションによって2016年に報告されました。プロジェクトに関与する科学者と重力波天文学のためのデータの分析は、世界中の1000人を超える科学者を含むLSCによって組織されています。^{[7] [8] [9]}また、2016年12月時点で44万人のアクティブなEinstein@Home^[update]ユーザーもいます。^[10]

LIGOはNSFがこれまでに資金提供したプロジェクトの中で最大かつ最も野心的なプロジェクトです。^{[11] [12]} 2017年、ライナー・ワイス、キップ・ソーン、バリー・C・バリッシュの3人に「LIGO検出器と重力波の観測への決定的な貢献」によりノーベル物理学賞が授与されました。^[13]

観測は「実行」単位で行われる。2022年1月現在^[update]、LIGOは3回の実行（1回の実行は2つの「サブ実行」に分割）を実行し、90回の重力波検出を行った。 ^{[14] [15]}実行の合間には検出器のメンテナンスとアップグレードが行われている。2015年9月12日から2016年1月19日まで実行された最初の実行O1では、最初の3つの検出（すべてブラックホールの合体）が行われた。2016年11月30日から2017年8月25日まで実行された2番目の実行O2では、7つのブラックホールの合体と最初の中性子星の合体、合計8つの検出が行われた。^[16] 3番目の実行O3は2019年4月1日に開始された。 O3a観測は2019年4月1日から9月30日まで、O3b観測は2019年11月1日から実施され^{[17] 、2020年3月27日に}COVID-19の影響で中断された^[18]。O3観測では、中性子星とブラックホールの合体が初めて検出された^{[15] 。}

重力波観測所LIGO、イタリアのVirgo、日本のKAGRAは、COVID-19の影響による観測停止後も観測を継続すべく調整しており、LIGOのO4観測は2023年5月24日に開始された^{。[19] [20]} LIGOは、中性子星連星合体の感度目標を160～190 Mpcとしている（感度：Virgo 80～115 Mpc、KAGRA 1 Mpc以上）。^[21]

LIGOのコンセプトは、アルバート・アインシュタインの一般相対性理論の要素である重力波の存在をテストするために多くの科学者が行った初期の研究に基づいている。1960年代から、ジョセフ・ウェーバーを含むアメリカの科学者、およびソ連の科学者ミハイル・ゲルツェンシュタインとウラジスラフ・プストヴォイトがレーザー干渉計の基本的なアイデアとプロトタイプを考案し、^{[22] [23]}、1967年にMITのライナー・ワイスが干渉計の使用に関する分析を発表し、軍事資金でプロトタイプの構築を開始したが、運用開始前に中止された。^[24] 1968年から、キップ・ソーンはカリフォルニア工科大学で重力波とその発生源に関する理論的研究を開始し、重力波の検出は最終的に成功すると確信した。^[22]

プロトタイプの干渉計型重力波検出器（干渉計）は、1960年代後半にヒューズ研究所のロバート・L・フォワードと同僚によって構築され（ミラーは振動を遮断したプレート上に搭載され、自由に揺れるのではなく）、1970年代にはMITのワイスによって（光が何度も跳ね返る自由に揺れるミラーを使用）、その後ドイツのガルヒングでハインツ・ビリングと同僚によって、そしてスコットランドのグラスゴーでロナルド・ドレーバー、ジェームズ・ハフと同僚によって構築されました。^[25]

1980年、NSFはMIT（ポール・リンゼイ、ピーター・ソールソン、ライナー・ワイス）が主導する大型干渉計の研究に資金を提供し、翌年、カリフォルニア工科大学は40メートルのプロトタイプを製作した（ロナルド・ドレーバーとスタン・ウィットコム）。MITの研究により、1キロメートル規模の干渉計が十分な感度で実現可能であることが証明された。^{[22] [26]}

NSFからの圧力により、MITとCaltechは、MITの研究とCaltech、MIT、グラスゴー、ガルヒングでの実験作業に基づいてLIGOプロジェクトを主導するために協力するよう求められました。ドレーバー、ソーン、ワイスはLIGO運営委員会を結成しましたが、1984年と1985年に資金提供を拒否されました。1986年までに、運営委員会を解散するように求められ、ロクス・E・ヴォクト（Caltech）が単独のディレクターに任命されました。1988年に、研究開発提案が資金を獲得しました。^{[22] [26] [27] [28] [29] [30]}

1989年から1994年まで、LIGOは技術的にも組織的にも進歩がなかった。資金獲得のための政治的努力のみが続いた。^{[22] [31]継続的な資金提供は、1991年に}米国議会がLIGOに初年度2,300万ドルの資金提供に同意するまで定期的に拒否された。しかし、資金を受け取るための要件が​​満たされなかったか承認されなかったため、NSFはプロジェクトの技術的および組織的基盤に疑問を呈した。 ^{[27] [28]} 1992年までに、LIGOは再編され、ドレーバーは直接の参加者ではなくなった。^{[22] [31] [32] [33]}進行中のプロジェクト管理の問題と技術的な懸念がNSFのプロジェクトレビューで明らかになり、1993年に正式に支出が凍結されるまで資金が差し控えられた。^{[22] [31] [34] [35]}

1994年、NSFの関係者、LIGOの科学リーダー、MITとCaltechの学長との協議の結果、ヴォクトは辞任し、 Caltechのバリー・バリッシュが研究所長に任命され、^{[22] [32] [36]} NSFはLIGOに支援の最後のチャンスがあることを明らかにした。^[31]バリッシュのチームは、以前の提案を40％上回る予算で、新しい研究、予算、プロジェクト計画を作成した。バリッシュは、NSFと国家科学委員会に、初期のLIGOで重力波の検出が可能になり、高度なLIGOでは検出の可能性が高い、進化型検出器としてLIGOを構築することを提案した。^[37]この新しい提案はNSFの資金を獲得し、バリッシュは主任研究員に任命され、増額が承認された。1994年、予算3億9500万ドルで、LIGOは史上最大の資金提供を受けたNSFプロジェクトとなった。このプロジェクトは、1994年後半にワシントン州ハンフォードで、1995年にルイジアナ州リビングストンで着工した。1997年に建設が完成に近づくと、バリッシュのリーダーシップの下、LIGO研究所とLIGO科学協力（LSC）という2つの組織が設立された。LIGO研究所は、LIGO運用および高度研究開発の下でNSFによって支援されている施設で構成されており、これにはLIGO検出器と試験施設の管理が含まれる。LIGO科学協力は、LIGOの技術および科学研究を組織するためのフォーラムである。これは、独自の監督下にあるLIGO研究所とは別の組織である。バリッシュは、この科学協力の最初のスポークスマンとしてワイスを任命した。^{[22] [27]}

2002年から2010年までのLIGOの初期運用では、重力波は検出されなかった。2004年、バリッシュの指揮下で、LIGO開発の次の段階（「Enhanced LIGO」と呼ばれる）のための資金と基礎が築かれた。その後、検出器が大幅に改良された「Advanced LIGO」バージョンに置き換えられる間、数年にわたる停止が続いた。^{[38] [39]} LIGO/aLIGOマシンの研究開発作業の多くは、ドイツのハノーバーにあるGEO600検出器の先駆的な作業に基づいていた。[ ^{40] [41]} 2015年2月までに、両方の場所で検出器がエンジニアリングモードに導入された。^[42]

2015年9月中旬、「世界最大の重力波施設」は5年間に及ぶ2億ドルの改修工事を完了し、総費用は6億2000万ドルとなった。^{[9] [43]} 2015年9月18日、Advanced LIGOは、初期のLIGO干渉計の約4倍の感度で最初の正式な科学観測を開始した。^[44]その感度は、2021年頃に設計感度に到達する予定になるまでさらに強化される予定であった。^[45][update]

2016年2月11日、LIGO科学コラボレーションとVirgoコラボレーションは、 2015年9月14日9時51分UTCに地球から約13億光年離れた場所で合体した約30太陽質量の2つのブラックホールから検出された重力波の信号に関する論文を発表しました。^{[46] [47]}

現所長のデイビッド・ライツェ氏はワシントンDCでのメディアイベントでこの研究結果を発表し、名誉所長のバリー・バリッシュ氏はCERNでの研究結果に関する最初の科学論文を物理学界に発表した。^[48]

2016年5月2日、LIGO科学コラボレーションのメンバーと他の貢献者は、重力波の直接検出への貢献により、基礎物理学における特別ブレークスルー賞を受賞しました。 ^[49]

2016年6月16日、LIGOは太陽の14.2倍と7.5倍の質量を持つ2つのブラックホールの合体による2番目の信号が検出されたと発表した。信号は2015年12月26日3時38分UTCに受信された。^[50]

2017年1月4日、太陽の31.2倍と19.4倍の質量を持つ天体による3回目のブラックホール合体が検出され、2017年6月1日に発表された。 ^{[51] [52]} ローラ・カドナティが第一副報道官に任命された。^[53]

2017年8月14日に、太陽質量の30.5倍と25.3倍のブラックホールの合体の4回目の検出が観測され、2017年9月27日に発表されました。^[54]

2017年、ワイス、バリッシュ、ソーンは「LIGO検出器と重力波の観測への決定的な貢献」によりノーベル物理学賞を受賞した。ワイスは賞金総額の半分を授与され、バリッシュとソーンはそれぞれ4分の1の賞金を受け取った。^{[55] [56] [57]}

LIGOは改良のため停止していたが、2019年3月26日に運用を再開し、Virgoは2019年4月1日に重力波検出器のネットワークに加わった。 ^[58]どちらも2020年3月27日まで稼働していたが、COVID-19パンデミックにより運用が停止した。^[18] COVIDによる停止中に、LIGOは感度のさらなるアップグレードを受け、新しい感度での観測ランO4が2023年5月24日に開始された。^[19]

LIGO の使命は、宇宙起源の重力波を直接観測することです。これらの波は、1916 年にアインシュタインの一般相対性理論によって初めて予測されましたが、その検出に必要な技術はまだ存在していませんでした。1974 年に連星パルサーPSR 1913+16の観測で、アインシュタインの重力放射によるエネルギー損失の予測と一致する軌道の減衰が示されたことで、その存在が間接的に確認されました。この発見により、 1993 年のノーベル物理学賞がハルスとテイラーに授与されました。 ^[60]

重力波の直接検出は長い間求められてきた。その発見は、電磁望遠鏡やニュートリノ観測所を補完する天文学の新しい分野を立ち上げた。ジョセフ・ウェーバーは1960年代に共鳴質量棒検出器の研究を通じて重力波を検出する取り組みの先駆者となった。棒検出器は世界中の6つの場所で使用され続けている。1970年代までに、ライナー・ヴァイスを含む科学者は、重力波測定へのレーザー干渉法の適用可能性を認識した。ロバート・フォワードは1970年代初頭にヒューズで干渉計検出器を操作した。^[61]

実際、1960年代には早くも、あるいはそれ以前にも、光と重力波の波動共鳴に関する論文が発表されていました。^[62]この共鳴を利用して高周波重力波を検出する方法についての研究が1971年に発表されました。1962年に、ME GertsenshteinとVI Pustovoitは、非常に長波長の重力波の検出に干渉計を使用する原理を説明した最初の論文を発表しました。^[63]著者らは、干渉計を使用すると、電気機械実験を使用する場合よりも感度が10 ⁷～ 10 ¹⁰倍向上する可能性があると主張しました。その後、1965年に、Braginskyは重力波源とその検出可能性について広範囲に議論しました。彼は1962年の論文を指摘し、干渉技術と測定手法が改善されれば重力波を検出できる可能性があると述べました。

1990年代初頭以来、物理学者たちは、天体物理学的に重要な重力波の検出が可能になるまで技術が進歩したと考えてきた。 ^[64]

2002 年 8 月、LIGO は宇宙重力波の探索を開始しました。測定可能な重力波の放出は、連星系 (中性子星またはブラックホールの衝突と合体)、大質量星の超新星爆発 (中性子星とブラックホールを形成)、中性子星の降着、変形した外殻を持つ中性子星の回転、宇宙の誕生によって作成された重力放射の残骸から発生すると予想されています。この観測所は、理論的には、振動する宇宙弦や衝突するドメイン ウォールによって引き起こされる重力波など、よりエキゾチックな仮説上の現象も観測する可能性があります。

LIGO は 2 つの重力波観測所を連携して運用している。1 つはルイジアナ州リビングストンにある LIGO リビングストン観測所 ( 30°33′46.42″N 90°46′27.27″W / 30.5628944°N 90.7742417°W / 30.5628944; -90.7742417 ) で、もう 1 つはワシントン州リッチランド近くにあるDOE ハンフォード サイトにある LIGO ハンフォード観測所( 46°27′18.52″N 119°24′27.56″W / 46.4551444°N 119.4076556°W / 46.4551444; -119.4076556 ) である。これらの観測地点は、地球を直線で見ると3,002キロメートル（1,865マイル）離れているが、地表上では3,030キロメートル（1,883マイル）離れている。重力波は光速で移動すると予想されるため、この距離は重力波の到着時間に最大10ミリ秒の差に相​​当する。三辺測量を使用することで、到着時間の差は波の発生源を特定するのに役立ちます。特に、ヨーロッパのさらに遠くに位置するVirgoのような3つ目の同様の機器が追加されると、その差は顕著になります。 ^[65]

各観測所は、各辺が 4 キロメートル (2.5 マイル) の L 字型の超高真空システムをサポートしています。各真空システムには、最大 5 台の干渉計を設置できます。

LIGO リビングストン天文台には、基本構成で 1 つのレーザー干渉計が設置されています。この干渉計は、2004 年に油圧アクチュエータに基づくアクティブ振動絶縁システムによってアップグレードされ、0.1～5 Hz 帯域で 10 倍の絶縁を実現しました。この帯域の地震振動は、主に微小地震波と人為的要因 (交通、伐採など) によるものです。

LIGO ハンフォード観測所には、リビングストン観測所のものとほぼ同じ干渉計が 1 台設置されています。LIGO の初期段階と拡張段階の間、半分の長さの干渉計がメインの干渉計と並行して動作していました。この 2 km 干渉計では、ファブリ ペローアーム空洞の光学精度は同じで、そのため 4 km 干渉計の半分の保存時間でした。半分の保存時間で、理論上のひずみ感度は 200 Hz を超えると全長干渉計と同等になりましたが、低周波数では半分になりました。同じ時期に、ワシントン州南東部の地質活動が限られていたため、ハンフォードは元の受動型地震隔離システムを維持しました。

このセクションのパラメータは、Advanced LIGO 実験を参照しています。プライマリ干渉計は、長さ 4 km の 2 つのビーム ラインで構成され、ジレス・トゥルノワ エタロンアームを備えたパワーリサイクルマイケルソン干渉計を形成します。事前安定化された 1064 nm Nd:YAG レーザーは、パワーリサイクル ミラーを通過する 20 W のパワーのビームを放射します。ミラーはレーザーから入射する光を完全に透過し、反対側からの光を反射して、ミラーと後続のビーム スプリッター間の光場のパワーを 700 W に増加させます。ビーム スプリッターから、光は 2 つの直交アームに沿って移動します。部分反射ミラーを使用することで、両方のアームにファブリ・ペロー空洞が作成され、アーム内のレーザー光の有効経路長が 4 km から約 1,200 km に増加します。^[66]空洞内の光場のパワーは 100 kW です。^[67]

重力波が干渉計を通過すると、局所的な空間時間が変化する。波の源と偏光に応じて、片方または両方の空洞の長さが実質的に変化する。ビーム間の有効な長さの変化により、空洞内の光は入射光とわずかに位相がずれる（逆位相になる）。そのため、空洞は周期的にわずかにコヒーレンスが崩れ、検出器で破壊的に干渉するように調整されたビームは、周期的に変化するわずかな離調を持つ。その結果、測定可能な信号が生成される。^[68]

4 km の長さを遠方のミラーまで往復する約 280 往復に相当する後、^[69] 2 つの別々のビームがアームを離れ、ビームスプリッターで再結合します。2 つのアームから戻ってくるビームは位相がずれた状態に保たれているため、アームの両方がコヒーレンスと干渉状態にある場合 (重力波が通過していない場合など)、それらの光波は減算され、光はフォトダイオードに到達しません。重力波が干渉計を通過すると、干渉計のアームに沿った距離が短くなったり長くなったりするため、ビームの位相のずれがわずかに小さくなります。その結果、ビームは同位相になり、共鳴が生じます。そのため、一部の光がフォトダイオードに到達して信号を示します。信号を含まない光は、パワーリサイクルミラーを使用して干渉計に戻され、アーム内の光のパワーが増加します。

実際の運用では、ノイズ源が光学系の動きを引き起こし、実際の重力波信号と同様の効果を生み出す可能性があります。この装置の技術と複雑さの多くは、ミラーのこれらの不要な動きを減らす方法を見つけることにあります。^{[70]バックグラウンドノイズと未知のエラー（毎日発生する）は10 −20}のオーダーですが、重力波信号は約10 ⁻²²です。ノイズ低減後、約20の信号対雑音比を達成できますが、世界中の他の重力波検出器と組み合わせるとさらに高くなります。^[71]

現在の天文現象のモデルと一般相対性理論の予測に基づくと、^{[72] [73] [74]、}地球から数千万光年離れたところから発生する重力波は、4キロメートル（2.5マイル）の鏡の間隔を約10 ⁻¹⁸  m 、陽子の電荷直径の1000分の1未満。これは、距離の相対的な変化が約10分の1であることを意味します。²¹。検出イベントを引き起こす可能性のある典型的なイベントとしては、必ずしも天の川銀河に位置するとは限らない、太陽の10倍の質量を持つ2つのブラックホールの最終段階の渦巻きと合体があり、チャープ、 バースト、 準正常モードリンギング、 指数関数的減衰などのスローガンで要約される非常に特殊な信号シーケンスが発生すると予想されています。

2004 年末の 4 回目のサイエンス ランでは、LIGO 検出器は設計値の 2 倍以内の精度でこれらの変位を測定できる感度を実証しました。

2005年11月に行われたLIGOの第5回サイエンスランでは、感度は10分の1の検出可能な歪みという主要な設計仕様に到達した。²¹オーバー100 Hz帯域幅。2 つのほぼ太陽質量の中性子星のベースラインの渦巻きは、通常、すべての方向と偏波で平均して約 800 万パーセク(26 × 10 ⁶光年) 以内、または局部銀河群の近傍で発生する場合に観測可能と予想されます。また、この時期に、LIGO とGEO 600 (ドイツと英国の干渉計検出器) は共同の科学実験を開始し、数か月間データを収集しました。Virgo (フランスとイタリアの干渉計検出器) は 2007 年 5 月に加わりました。この実験のデータの徹底的な分析で明確な検出イベントが発見されなかったため、5 回目の科学実験は 2007 年に終了しました。 ^ 

2007年2月、アンドロメダ銀河の方向から地球に短ガンマ線バーストGRB 070201が到達した。短ガンマ線バーストの大半は、中性子星と中性子星またはブラックホールの合体によるものと説明されている。LIGOはGRB 070201の非検出を報告し、アンドロメダ銀河からの距離での合体の可能性を高い確度で排除した。このような制約は、LIGOが最終的に重力波の直接検出を実証することを前提としていた。^[75]

サイエンスラン5の完了後、初期LIGOは、Advanced LIGO向けに計画されていたが初期LIGOにも利用可能で後付け可能な特定の技術でアップグレードされ、Enhanced LIGOと呼ばれる性能向上した構成が誕生しました。^[76] Enhanced LIGOの改良点には次のようなものがありました。

• レーザー出力の向上
• ホモダイン検出
• 出力モードクリーナー
• 真空中読み出しハードウェア

サイエンスラン6（S6）は、2009年7月に4km検出器の強化構成から始まりました。^[77]それは2010年10月に終了し、元の検出器の解体が始まりました。

2010 年以降、LIGO は大規模なアップグレードのために数年間オフラインとなり、LIGO 観測所のインフラストラクチャに新しい Advanced LIGO 検出器を設置しました。

このプロジェクトは、オーストラリア国立大学とアデレード大学がAdvanced LIGOに貢献するなど、新たなメンバーを引き付け続け、2015年9月にLIGO研究所がAdvanced LIGO検出器を使った最初の観測ラン「O1」を開始するまでに、LIGO科学協力には世界中で900人以上の科学者が参加していました。^[9]

最初の観測では、初期のLIGOのおよそ3倍の感度で観測が行われ^[79]、より低い可聴周波数で放射のピークを持つ大規模なシステムでは、はるかに高い感度が得られました^{[80] 。}

2016年2月11日、LIGOとVirgoの共同研究チームは重力波の初観測を発表した。^{[47] [67]} GW150914と名付けられたこの信号^{[67] [81]}は、Advanced LIGOがアップグレード後にデータ収集を開始してからわずか2日後の2015年9月14日に記録された。^{[47] [ 82] [ 83 ]}これは、一対のブラックホールが内側に渦巻いて合体し、結果として生じた単一のブラックホールがリングダウンするという一般相対性理論の予測と一致した。この観測により、連星系である恒星質量ブラックホールの存在が実証され、連星ブラックホールの合体の初観測となった。

2016年6月15日、LIGOは2015年12月26日3時38分UTCに記録された2回目の重力波イベントを検出したと発表した。観測された信号の分析により、このイベントは14億光年の距離で、14.2太陽質量と7.5太陽質量の2つのブラックホールの合体によって引き起こされたことが示された。^{[50]この信号は}GW151226と名付けられた。^[84]

2回目の観測（O2）は2016年11月30日^[85]から2017年8月25日^[86]まで行われ、リビングストンはO1より15～25%の感度向上を達成し、ハンフォードの感度はO1と同等でした。^[87]この期間中、LIGOはさらにいくつかの重力波イベントを観測しました。 1月のGW170104 、6月のGW170608、そして2017年7月から8月の間に5つのイベントです。これらのいくつかはVirgoコラボレーションによっても検出されました。^{[88] [89] [90]}重力によってのみ検出可能なブラックホールの合体とは異なり、GW170817は2つの中性子星の衝突によって発生し、ガンマ線衛星と光学望遠鏡によって電磁的にも検出されました。^[89]

3回目の実行（O3）は2019年4月1日に始まり^[91]、2020年4月30日まで続く予定だったが、実際にはCOVID-19のために2020年3月に中断された。^{[18] [92] [93]} 2020年1月6日、LIGOは、2019年4月25日にLIGOリビングストン検出器によって記録された、2つの中性子星の衝突による重力波と思われるものを検出したと発表した。GW170817とは異なり、このイベントでは光は検出されなかった。さらに、当時LIGOハンフォード検出器が一時的にオフラインであり、イベントがVirgoのデータでは見えないほど暗かったことを考えると、これは単一の観測所による検出として初めて公表されたイベントである。^[94]

4回目の観測（O4）は2022年12月に開始される予定であったが^[95]、2023年5月24日まで延期された。O4は2025年2月まで継続される予定である。^[19] O4時点では、干渉計は155-175 Mpcの感度で動作しており^[19] 、これは中性子星連星イベントの設計感度範囲である160-190 Mpcの範囲内である。^[96]

第5回観測（O5）は2025年後半または2026年に開始される予定である。^[19]

LIGO-India（INDIGO）は、LIGO研究所とインド重力波観測イニシアチブ（IndIGO）がインドに重力波検出器を作るために計画している共同プロジェクトです。LIGO研究所は、米国国立科学財団、英国、ドイツ、オーストラリアのAdvanced LIGOパートナーと協力して、インドに建設される施設でインドの科学者チームによって設置、稼働、運用される予定の3つのAdvanced LIGO検出器のうち1つの設計とハードウェアをすべて提供することを申し出ました。

LIGO-India プロジェクトは、LIGO 研究所と LIGO-India コンソーシアム (ガンディナガルのプラズマ研究所、プネの IUCAA (天文学および天体物理学のための大学間センター)、インドールの Raja Ramanna 先端技術センター) との共同プロジェクトです。

重力波検出の世界的な活動を拡大し、効果的な地球規模のネットワークを構築することは、長年LIGOの目標であった。2010年に重力波国際委員会（GWIC）が発行した開発ロードマップ^[97]では、干渉計検出器の世界規模の配列の拡張を最優先事項として追求することを推奨した。このようなネットワークは、天体物理学者に、より堅牢な検索機能とより高い科学的成果をもたらすだろう。LIGO科学コラボレーションとVirgoコラボレーションの間の現在の合意は、同等の感度を持つ3つの検出器を結び付け、この国際ネットワークの中核を形成している。研究によると、インドの検出器を含むネットワークによる源の位置特定は、大幅な改善をもたらすことが示されている。^{[98] [99]}位置特定平均値の改善は、およそ1桁になると予測され、空の特定の領域では大幅に大きな改善が見込まれる。

NSFは、 LIGOの予算を増やさない限り、この移転とそれに伴うスケジュールの遅延を許可する用意があった。したがって、検出器を収容するためにLIGOサイトと同等の実験室を建設するために必要なすべての費用は、ホスト国が負担する必要がある。^{[100]最初の可能性のある遠隔地は}西オーストラリアのAIGOであったが、^[101]オーストラリア政府は2011年10月1日の期限までに資金を約束する意向がなかった。

インドでの設置場所は、2012年6月にインドと米国の間で行われた合同委員会の会議で議論された。^[102]並行して、この提案はLIGOの資金提供機関であるNSFによって評価された。LIGO-Indiaプロジェクトの基礎は、LIGOの検出器の1つをインドに移送することを伴うため、この計画は、すでに進行中のAdvanced LIGOのアップグレードの作業とスケジュールに影響を与えるだろう。2012年8月、米国国立科学委員会は、ハンフォードの「H2」干渉計を設置しないことでAdvanced LIGOの範囲を変更し、代わりにLIGO-Indiaに送ることを見越して保管するようにするというLIGO研究所の要請を承認した。^{[103]インドでは、このプロジェクトは承認と資金提供のために}原子力省と科学技術省に提示された。 2016年2月17日、LIGOによる重力波の検出に関する画期的な発表から1週間も経たないうちに、インドのナレンドラ・モディ首相は、内閣がLIGOとインドの大規模科学提案に「原則的に」承認を与えたと発表した。^[104]

インド西部のマハラシュトラ州ヒンゴリ地区にあるアウンダ・ナグナートの巡礼地近くの場所が選ばれた。^{[105] [106]}

2023年4月7日、LIGO-Indiaプロジェクトはインド政府内閣によって承認された。建設はマハラシュトラ州ヒンゴリ地区で2600億インドルピーの費用をかけて開始される予定である。 [ ^107]

Enhanced LIGOと同様に、既存のAdvanced LIGO機器にも特定の改良が後付けされる予定です。これらはA+提案と呼ばれ、2019年から導入が予定されており、アップグレードされた検出器が2024年に稼働するまでの期間に導入されます。 ^[108]この変更により、Advanced LIGOの感度はほぼ2倍になり、^{[109] [110]}探索される空間の体積は7倍に増加します。^[111]アップグレードには以下が含まれます。

• ミラーサスペンションシステムの改良。^[112]
• ミラーの反射率が向上しました。
• 周波数依存スクイーズド光を使用することで、低周波数での放射圧と高周波数でのショットノイズを同時に低減し、
• 機械損失を低減した改良ミラーコーティング。^[113]

LIGO の最終出力光検出器は振幅ではなく位相に敏感なので、量子力学的限界に違反することなく、信号を圧縮して位相ノイズを減らし、振幅ノイズを増やすことができます。^[114]これは、ダークポート (干渉計出力) に「圧縮真空状態」を注入することで行われます。この状態は、関連するパラメータでは、単なる暗闇よりも静かです。このような圧縮アップグレードは、3 回目の観測実行の前に、両方の LIGO サイトでインストールされました。^[115] A+ の改善では、追加の光キャビティがインストールされ、圧縮直交位相を高周波 (50 Hz 以上) での位相圧縮から低周波での振幅圧縮に回転させる役割を果たし、低周波放射圧ノイズも軽減します。

既存のLIGO施設では、感度をさらに2倍に向上させ、低周波カットオフを半分の10Hzに下げる「LIGOボイジャー」という名前で第3世代の検出器の設置が計画されている。^[116]計画では、ガラスミラーと1064nmレーザーを、さらに大きな160kgのシリコン試験質量に置き換え、123K（液体窒素で達成可能な温度）に冷却し、シリコンが透明になる1500～2200nmの範囲のより長いレーザー波長に変更することになっている。（多くの文書では1550nmの波長を想定しているが、これは最終決定ではない。）

ボイジャーはA+にアップグレードされ、2027年から2028年頃に運用開始される予定である。^[117]

より長いアームを備えた大型の施設の設計は「コズミック・エクスプローラー」と呼ばれている。これはLIGOボイジャー技術に基づいており、LIGOと同様のL字型の形状をしているが、アームの長さは40kmである。この施設は現在地表に設置される予定である。10Hzを超える周波数ではアインシュタイン望遠鏡よりも感度が高いが、10Hz以下では感度が低い。^[116]

• ブラックジェム
• 欧州の第3世代重力波検出器、アインシュタイン望遠鏡
• Einstein@Home は、LIGO/GEO チームのデータ分析を支援するためにダウンロードできるボランティア分散コンピューティング プログラムです。
• ドイツのハノーバーにある重力波検出器GEO600
• ホロメーター
• 北米重力波ナノヘルツ観測所
• リチャード・A・アイザックソン
• PyCBC は、LIGO データの解析に役立つオープンソース ソフトウェア パッケージです。
• 一般相対性理論のテスト
• イタリアのピサ近郊にある干渉計、Virgo干渉計
• レーザー干渉計宇宙アンテナ (LISA)
• LISA パスファインダー
• 宇宙に設置された中国の重力波検出器「宇宙太極計画」

• Barish, Barry C. (2000). 「重力波の科学と検出」(PDF)。
• バルトゥシアク、マーシャ（2000年）。『アインシュタインの未完成交響曲：時空の音に耳を傾ける』ワシントンDC：ジョセフ・ヘンリー・プレス。ISBN 978-0-425-18620-6。
• ソールソン、ピーター (1994)。干渉計式重力波検出器の基礎。シンガポールリバーエッジ、ニュージャージー州:ワールドサイエンティフィック。ISBN 978-981-02-1820-1。
• コリンズ、ハリー・M. (2004)。『重力の影 重力波の探究』シカゴ：シカゴ大学出版局。ISBN 978-0-226-11378-4。
• ケネフィック、ダニエル（2007年）。『思考のスピードで旅する：アインシュタインと重力波の探求』プリンストン、ニュージャージー：プリンストン大学出版局。ISBN 978-0-691-11727-0。
• ジャンナ・レヴィン（2016年）。『ブラックホール・ブルース：宇宙からのその他の歌』ニューヨーク：アルフレッド・A・ノップフ。ISBN 978-0307958198 
• コリンズ、ハリー、M. (2017)。重力のキス：重力波の検出。ケンブリッジ、マサチューセッツ州およびロンドン：MITプレス。ISBN 978-0-262-03618-4。{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)

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ウィキメディア・コモンズには、 LIGOに関連するメディアがあります。

• LIGO ニュースレター 幅広い読者層を対象とした優れたニュースレターで、毎年 2 回、3 月と 9 月に発行されます。第 1 号 (2012 年 9 月) から現在まで。
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• 高度なLIGOホームページ
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• アメリカ自然史博物館のLIGOに関する映像とその他の資料
• 40mプロトタイプ
• 地球運動の研究 LIGO 検出器の背景信号に寄与する地震および人間関連の活動を補正するための取り組みについて簡単に説明します。
• Caltech の物理学 237-2002 重力波 (Kip Thorne 著) ビデオとノート: 大学院レベルですが、一般相対性理論、テンソル解析、微分幾何学の知識は前提としていません。パート 1: 理論 (10 回の講義)、パート 2: 検出 (9 回の講義)
• 相対性理論に関する Caltech チュートリアル – 重力波とその発生源に関する詳細な説明。
• Q&A: Rainer Weiss 氏による LIGO の起源に関するインタビュー (news.mit.edu)
• LIGO: 強い信念、2016 年 2 月 11 日 CERN Courier の Barry Barish 氏へのインタビュー (2016 年 3 月 18 日発行)。
• ビデオ (3:10): LIGO Orrey (2018 年 12 月 1 日) YouTubeで