レーザー干渉計宇宙アンテナ

アームが長ければ長いほど、検出器は長周期重力波に対してより敏感になりますが、アームより短い波長に対する感度は低下します (2,500,000  km は8.3光秒、つまり0.12 Hz です。LIGOのピーク感度が約 500 Hz であるのと比較してください)。衛星は自由飛行するため、間隔は打ち上げ前に簡単に調整できますが、上限は干渉計の両端に必要な望遠鏡のサイズ (打ち上げロケットのペイロードフェアリングのサイズによって制限されます) とコンステレーション軌道の安定性 (コンステレーションが大きいほど他の惑星の重力の影響を受けやすく、ミッションの寿命が制限されます) によって決まります。補償しなければならないもう 1 つの長さ依存の要因は、入射レーザービームと出射レーザービームの間の「前方方向の角度」です。望遠鏡は、数秒前にパートナーがいた場所から入射光を受け取り、数秒後にパートナーが位置するであろう場所に向けて出射光を送る必要がある。   

2008年のLISAの最初の提案では、アームの長さは500万キロメートル（500万km）でした。^{[ 13 ]} 2013年にeLISAに縮小されたとき、アームの長さは100万キロメートルと提案されました。^{[ 14 ]}承認された2017年のLISAの提案では、アームの長さは250万キロメートル（250万km）です。^{[ 15 ] [ 9 ]}

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  NASAゴダード宇宙飛行センターにあるLISA向け実物大エンジニアリング開発ユニット望遠鏡（2024年）
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  NASAの技術者が試作品を検査する
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  望遠鏡全体は、広い温度範囲で形状変化に強い琥珀色のガラスセラミックで作られており、鏡の表面は金でコーティングされている。

宇宙空間に搭載される重力波検出器の最初の設計研究は、1980年代にLAGOS（Laser Antena for Gravitational radiation Observation in Space）という名称で行われました。LISAは、1990年代初頭にESAへのミッションとして初めて提案されました。最初はM3サイクルの候補として、その後は「Horizo​​n 2000 plus」プログラムの「基幹ミッション」として提案されました。1990年代が進むにつれて、設計は3機の宇宙船と3本の500万キロメートルのアームからなる三角形の構成に改良されました。このミッションは、1997年にESAとNASAの共同ミッションとして提案されました。^{[ 16 ] [ 17 ]}

2000年代、ESAとNASAの共同ミッションであるLISAは、ESAの「コズミック・ビジョン2015-2025」プログラムの「L1」枠の候補として特定されました。しかし、予算削減のため、NASAは2011年初頭にESAのLクラスミッションには一切資金提供しないと発表した。それでもESAはプログラムを推進することを決定し、L1候補ミッションに対し、ESAの予算内で打ち上げ可能な低コスト版を提出するよう指示した。LISAの縮小版は、NGO（New/Next Gravitational wave Observatory）という名称で、100万キロメートルのアームを2本だけ持つように設計された。NGOは科学的可能性の点で最も高い評価を受けたにもかかわらず、ESAはL1ミッションとして木星氷衛星探査機（JUICE）を打ち上げることを決定した。主な懸念事項の1つは、LISA Pathfinderミッションが技術的な遅延に見舞われており、L1の打ち上げ予定日までに技術が準備できるかどうか不確実だったことである。^{[ 16 ] [ 17 ]}

その後まもなく、ESAは大型L2およびL3ミッションの枠のテーマを選択すると発表した。縮小されたNGOがeLISAと改名され、仮のミッションとして「重力宇宙」というテーマが策定された。^{[ 18 ]} 2013年11月、ESAはL3ミッションの枠（2034年打ち上げ予定）に「重力宇宙」を選択したと発表した。^{[ 19 ]} 2015年9月に地上検出器LIGOによる重力波の検出が成功したことを受け、NASAはジュニアパートナーとしてミッションに再参加することに関心を示した。 ESAが「重力宇宙」をテーマにしたL3ミッションのミッション提案を募集したことに応えて、^{[ 20 ]} 2017年1月に、再びLISAと呼ばれる3本の250万キロメートルのアームを持つ検出器のミッション提案が提出された。^{[ 9 ]} 2017年6月20日、提案されたミッションは2030年代の承認目標を受け、ESAの主要研究ミッションの1つとして承認された。^{[ 21 ] [ 22 ]}

2024年1月25日、LISAミッションはESAによって正式に採用され、概念設計からハードウェア開発への移行が始まりました。NASAは、再参加の一環として、重力波の検出に不可欠なレーザーシステム、望遠鏡、および電荷管理デバイスを提供します。^{[ 23 ]} この採用は、ミッションの技術が宇宙船と機器の本格的な構築を開始するのに十分なほど進歩したことを反映しています。^{[ 3 ]} 2024年3月、NASAとESAは覚書（MoU）に署名し、ミッションの主要コンポーネントを提供するNASAの役割を正式に定義しました。2024年1月現在 、LISAは2035年にアリアン6ロケットで打ち上げられる予定だったが^{[ 3 ]}、これは以前発表されていたよりも2年早い^{[ 24 ] 。}

2025年、共和党政権がNASAの2026会計年度予算要求を発表し、NASAの科学プログラムを大幅に削減したことから、NASAのLISAへの参加が再び疑問視されるようになった。ESAの科学部長キャロル・マンデルは、LISAは（ EnVisionとNewAthenaとともに）米国側のこの潜在的な予算削減によって最も影響を受ける3つのESAミッションの1つであり、「回復措置」が必要になると発表した。^{[ 25 ] [ 26 ]}しかし、欧州側での準備は着実に進み、2025年6月、ESAとOHB System AGは3機の宇宙船の設計を最終決定し、製造を開始する契約に署名した。これにより、ミッションの産業開発が始まった。2025年6月後半、タレス・アレーニア・スペースはOHB System AGとLISAの複数の主要要素の開発に関する契約に署名した。^{[ 27 ]} 2035年の打ち上げ予定日は変更されなかった。^{[ 28 ]}

2026年1月、タレス・アレーニア・スペースはOHBシステムAGとLISAの推進サブシステムを提供する契約を締結した。^{[ 29 ] [ 30 ]} 2026年5月5日 、ESAはタレス・アレーニア・スペースに、ミッション用の6台の光学望遠鏡の開発の第1段階を開始する契約を授与した。^{[ 31 ] [ 32 ]}これらの望遠鏡はNASAのゴダード宇宙飛行センターから納入される予定だったが、トランプ政権2期目の宇宙政策による予算の不確実性により、ESAは望遠鏡の代替契約などの緩和策の準備を開始せざるを得なくなった。^{[ 33 ]}

LISAは、天の川銀河内の2つのコンパクトな恒星天体（白色矮星、中性子星、ブラックホール）からなる近接連星から放出される、ほぼ単色の重力波を検出できる。低周波数帯では、これらの天体は非常に多く、LISAのデータ解析における（前景）ノイズ源となることが予想される。高周波数帯では、LISAは約25,000個の銀河系コンパクト連星を検出し、分解できると予想されている。これらの連星の質量、周期、位置の分布を研究することで、銀河系における連星系の形成と進化について知ることができる。さらに、LISAは現在電磁波観測で知られている10個の連星を分解でき（そして、1平方度以内に電磁波対応天体を持つ約500個の連星を発見できる）、これらの連星系を共同で研究することで、潮汐相互作用など、これらの連星系における他の散逸メカニズムについて推論することができる。^{[ 9 ]} LISAが分解できる既知の連星の1つは、周期6.91分の白色矮星連星ZTF J1539+5027で、これまでに発見された白色矮星連星ペアの中で2番目に短い周期である。^{[ 47 ] [ 48 ]}

LISAは、白色矮星連星系を周回する大型惑星や褐色矮星の存在も検出できる。天の川銀河におけるそのような検出数は、悲観的なシナリオでは17個から楽観的なシナリオでは2000個以上と推定されており、マゼラン雲における銀河外の検出も可能になる可能性があり、これは系外惑星の検出における他の現在の方法の能力をはるかに超えている。^{[ 7 ]}

LISAは、チャープ質量が太陽質量の10⁴ ～10⁷^倍の巨大ブラックホールの合体から発生する重力波を、赤方偏移z ≈ 10付近での初期の形成まで遡って検出できる。^最も保守的な集団モデルでは、このような事象が毎年少なくとも数回発生すると予想されている。より近い合体（z < 3）については、構成要素のスピンを決定できる。スピンは、構成要素の過去の進化（例えば、降着によって主に成長したのか、合体によって成長したのか）に関する情報を含んでいる。星形成のピーク付近（z ≈ 2）の合体については、LISAは実際の合体の少なくとも24時間前に夜空の100平方度以内の合体の位置を特定できるため、電磁望遠鏡が対応天体を探すことができ、合体後にクエーサーが形成される様子を目撃できる可能性がある。 ^{[ 9 ]}

^{極端質量比合体 (EMRI) は、太陽質量の約 10 5 倍}の質量を持つ巨大なブラックホールの周りをゆっくりと減衰する軌道で公転する恒星コンパクト天体 (太陽質量の 60 倍未満) から構成されます。ほぼ最大回転するブラックホールの周りを順行軌道で公転するという理想的なケースでは、LISA はz = 4までのこれらのイベントを検出できます。EMRI はゆっくりと進化し、合体する前に LISA の感度帯域内で約 10 ⁵周回、数ヶ月から数年を過ごすため興味深いものです。これにより、中心天体の質量とスピン、およびより小さな天体の質量と軌道要素 (離心率と傾斜角)を含むシステムの特性を非常に正確に (10 ^{4分の 1 の誤差まで) 測定できます。EMRI は、中心の巨大なブラックホールが高密度の}核星団の中に埋め込まれていることが多いほとんどの銀河の中心で定期的に発生すると予想されています。これら2つの中心にある巨大天体の共存は2009年に定量化され^{[ 49 ]}、超大質量ブラックホールの質量と宿主核星団の質量の間のスケーリング関係が2016年に発見された^{[ 50 ]。}核星団はブラックホールに螺旋状に落ち込むコンパクト天体の貯蔵庫として機能するため、これらの質量スケーリング関係はEMRIイベントの発生率を正確に予測するために不可欠である。保守的な個体数推定では、LISAでは少なくとも1年に1回の検出可能なイベントが発生すると予測されている^{[ 9 ] 。}

^{LISAは、軽い方のブラックホールが中間ブラックホールの範囲（10 2}～ 10 ⁴太陽質量）にあるブラックホール連星合体から発生する重力波も検出できる。両方の構成要素が600 ～ 10 ⁴太陽質量の中間ブラックホールである場合、LISAは赤方偏移約1までの事象を検出できる。中間質量ブラックホールが大質量ブラックホール（10 ⁴～ 10 ⁶太陽質量）に螺旋状に合体する場合、事象は少なくともz = 3まで検出可能となる。中間質量ブラックホールの個体数についてはほとんど知られていないため、これらの事象の発生率の適切な推定値はない。^{[ 9 ]}

最初の重力波検出GW150914の発表後、同様のイベントが合体よりもかなり前にLISAによって検出可能であることが認識されました。^{[ 51 ]} LIGOの推定イベント率に基づくと、LISAは数週間から数か月後にLIGOの検出帯域で合体する約100個の連星を検出して分離すると予想されます。LISAは合体の時間を事前に正確に予測し、天球上の1平方度の精度でイベントの位置を特定することができます。これは電磁波対応イベントの探索の可能性を大きく高めるでしょう。^{[ 9 ]}

ブラックホールからの重力波信号は、より根本的な重力理論の手がかりとなる可能性がある。^{[ 9 ]} LISAは、ダークエネルギーやダークマターに起因するアインシュタインの一般相対性理論の修正の可能性を検証することができる。^{[ 52 ]}これらは、例えば、重力波の伝播の修正や、毛深いブラックホールの可能性を通して現れる可能性がある。^{[ 52 ]}

LISAは、大質量ブラックホールの合体やEMRIの検出を通して、比較的近距離（z < 0.1）で発生する事象の赤方偏移と距離を独立して測定することができる。その結果、宇宙距離梯子の使用に依存しないハッブルパラメータH _{0の独立した測定を行うことができる。このような決定の精度はサンプルサイズ、ひいてはミッション期間によって制限される。ミッション期間が4年であれば、} H _0を絶対誤差2%で決定できると予想される。より広い範囲では、LISAの事象を（確率的に）電磁波対応天体と関連付けることで、宇宙の膨張曲線をさらに制約することができる。^{[ 9 ]}

LISAは、インフレーション、自発的対称性の破れに関連する一次宇宙論的相転移、宇宙ひもなど、さまざまな経路を通じて初期宇宙で生成された確率的重力波背景に敏感である。^{[ 9 ]}

LISAは、現在知られていない（そしてモデル化されていない）重力波源も探査する予定です。天体物理学の歴史は、新しい周波数範囲や検出媒体が利用可能になるたびに、予期せぬ新しい発生源が現れることを示してきました。これには、例えば宇宙ひものねじれや尖点が含まれる可能性があります。^{[ 9 ]}

LISAは、重力波によって探査機の質量に引き起こされる永久的な変位、すなわち重力記憶効果に敏感である。^{[ 53 ] [ 54 ]}