重力波の初観測

Gravitational waves can be detected indirectly – by observing celestial phenomena caused by gravitational waves – or more directly by means of instruments such as the Earth-based LIGO or the planned space-based LISA instrument.^[30]

Direct observation

Direct observation of gravitational waves was not possible for many decades following their prediction, due to the minuscule effect that would need to be detected and separated from the background of vibrations present everywhere on Earth. A technique called interferometry was suggested in the 1960s and eventually technology developed sufficiently for this technique to become feasible.

LIGOが現在採用している方式では、レーザービームを分割し、異なる経路をたどった後、2つのビームを再び結合します。重力波の通過によって生じる、分割された2つのビームが再結合する地点に到達するまでの経路の長さや時間の変化は、「ビート」として現れます。このような技術は、2つの経路をたどる距離や時間のわずかな変化にも非常に敏感です。理論的には、アームの長さが約4kmの干渉計であれば、地球外から地球を通過する十分な強度の重力波によって生じる時空の変化（単一の陽子 の大きさのほんの一部）を検出できるはずです。この効果は、 Virgo、GEO 600、計画中のKAGRAやINDIGO検出器など、同規模の他の干渉計でのみ観測可能です。実際には、重力波は両方で検出されるが、他の種類の擾乱は一般的に両方には存在しないため、少なくとも 2 つの干渉計が必要となる。この技術により、目的の信号をノイズから区別することができる。このプロジェクトは最終的に 1992 年にレーザー干渉計重力波観測所 (LIGO) として設立された。元の機器は 2010 年から 2015 年の間に (Advanced LIGO に) アップグレードされ、元の感度の約 10 倍に向上した。^{[ 36 ]}

LIGOは、 3,002 km（1,865マイル）離れた2つの重力波観測所を連携して運用しています。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（北緯30度33分46.42秒、西経90度46分27.27秒） 、もう1つはワシントン州リッチランド近郊のDOEハンフォードサイトにあるLIGOハンフォード観測所（北緯46度27分18.52秒、西経119度24分27.56秒）です。腕の長さのわずかな変化を継続的に比較し、同時に発生するように見える顕著なパターンを追跡調査することで、重力波が検出されたのか、あるいは他の原因によるものなのかを判断します。  

2002年から2010年までのLIGOの初期運用では、重力波として確認できる統計的に有意なイベントは検出されませんでした。その後、検出器が大幅に改良された「Advanced LIGO」バージョンに交換される間、数年間の停止期間がありました。^{[ 37 ]} 2015年2月、2つの先進的な検出器はエンジニアリングモードに移行し、研究に使用する前に正しく機能していることをテストおよび確認する目的で機器が完全に稼働しました。^{[ 38 ]}正式な科学観測は2015年9月18日に開始される予定です。^{[ 39 ]}  

LIGOの開発と初期観測を通じて、研究者がそのような信号を識別する能力をテストするために、偽の重力波信号の「ブラインドインジェクション」が何度か導入されました。ブラインドインジェクションの有効性を保護するために、そのようなインジェクションが行われた時期を知っていたのはLIGOの科学者4人だけで、その情報は研究者によって信号が徹底的に分析された後にのみ明らかにされました。^{[ 40 ]} 2015年9月14日、LIGOがエンジニアリングモードで稼働しているがブラインドデータインジェクションは行われていないときに、装置が重力波の検出の可能性を報告しました。検出されたイベントはGW150914と名付けられました。^{[ 41 ]}

GW150914は、2015年9月14日9時50分45秒（UTC）に、ワシントン州ハンフォードとルイジアナ州リビングストンのLIGO検出器によって検出された。 ^{[ 4 ] [ 11 ]} LIGO検出器は「エンジニアリングモード」で動作しており、これは完全に動作しているものの、正式な「研究」フェーズ（3日後の9月18日に開始予定）はまだ開始していなかったことを意味する。そのため、当初は信号が実際の検出なのか、テスト目的のシミュレーションデータなのか疑問があったが、テストではないことが確認された。^{[ 42 ]}

チャープ信号は0.2秒以上続き、周波数と振幅は約8サイクルで35Hzから250Hz まで増加した 。^{[ 3 ]}この信号は可聴域にあり、鳥の「チャープ」に似ていると表現されている。^{[ 4 ]}世界中の天体物理学者やその他の関係者は、発見の発表を受けてソーシャルメディアでこの信号を真似て興奮して反応した。 ^{[ 4 ] [ 43 ] [ 44 ] [ 45 ]}（周波数が増加するのは、合体直前の最後の瞬間に各軌道が前の軌道よりも明らかに速くなるためである。）

検出の可能性を示すトリガーは、検出器からのデータの迅速な初期分析を提供する高速（「オンライン」）検索方法を使用して、信号取得から 3 分以内に報告されました。^{[ 3 ]} UTC 9:54 の最初の自動アラートの後、一連の内部メールで、予定または予定外の注入は行われておらず、データはクリーンに見えることが確認されました。^{[ 40 ] [ 46 ]}その後、協力チームの残りのメンバーは、暫定的な検出とそのパラメータをすぐに認識しました。^{[ 47 ]}

信号と、2015 年 9 月 12 日から 10 月 20 日までの周辺 16 日間のデータに対するより詳細な統計分析により、GW150914 は実際のイベントであると特定され、推定有意性は少なくとも5.1 シグマ^{[ 3 ]}、または信頼水準は 99.99994% であった。^{[ 48 ]}対応する波のピークは、ハンフォードに到達する 7 ミリ秒前にリビングストンで観測された。重力波は光速で伝播し、この差は 2 つの地点間の光の伝播時間と一致する。^{[ 3 ]}波は 10 億年以上光速で伝播していた。^{[ 49 ]}

イベント発生当時、Virgo重力波検出器（イタリア、ピサ近郊）はオフラインでアップグレード中でした。オンラインであれば、信号を検出できるほど感度が高く、イベントの位置特定が大幅に改善されたと考えられます。^{[ 4 ]} GEO600 （ドイツ、ハノーバー近郊）は信号を検出するのに十分な感度を持っていませんでした。^{[ 3 ]}その結果、これらの検出器はいずれもLIGO検出器で測定された信号を確認できませんでした。^{[ 4 ]}

この現象は、光度距離で発生しました。440 +160 −180メガパーセク^{[ 1 ] : 6} (信号の振幅によって決定される)、^{[ 4 ]}または1.4 ± 0.6億光年、宇宙論的赤方偏移は0.093 +0.030 −0.036 (90%信頼区間)。信号の解析と推定される赤方偏移から、この信号は質量が2 つのブラックホールの合体によって生成されたことが示唆された。35 +5 −3回と太陽の質量の30 +3 −4倍(ソースフレーム内) となり、合体後のブラックホールは62 +4 −3 M _☉。^{[ 1 ] : 6}欠落している質量エネルギー3.0 ± 0.5 M☉_{のエネルギー}が重力波の形で放出された。^{[ 3 ]}

合体最後の20ミリ秒の間、放射された重力波のパワーは約3.6 × 10 ⁴⁹ ワットまたは 526 dBmは、観測可能な宇宙のすべての星から放射されるすべての光の合計電力の50 倍です^{[ 50 ]}。^{[ 3 ] [ 4 ] [ 15 ] [ 16 ]}地球全体が受け取ったこのエネルギーの量は約 360 億ジュールで、そのうち吸収されたのはごくわずかでした。^{[ 51 ]}

検出可能な信号が0.2秒間持続する間に、ブラックホールの相対的な接線方向（軌道）速度は光速の30%から60%に増加した。軌道周波数が75Hz （重力波周波数の半分）であることから、これらの天体は合体するまでに わずか350kmの距離で互いに周回していたことになる。信号の偏光の位相変化から天体の軌道周波数を計算することができ、信号の振幅とパターンと合わせて、それらの質量、ひいては合体時の最終速度と軌道分離距離（離れている距離）を計算することができた。この情報から、これらの天体はブラックホールでなければならないことがわかった。なぜなら、これらの質量を持つ他の種類の既知の天体は物理的にもっと大きく、その時点より前に合体するか、あるいはそのような小さな軌道でそのような速度に達することはなかったはずだからである。観測された中性子星の最大質量は 2 M☉_であり、安定な中性子星の質量の 保守的な上限は₃ M☉であるため、中性子星のペアでは合体を説明するのに十分な質量を持っていなかった（例えばボソン星のようなエキゾチックな代替物が存在しない限り）^{[ 2 ] [ 3 ]}一方、ブラックホールと中性子星のペアはより早く合体し、最終的な軌道周波数はそれほど高くなかっただろう。^{[ 3 ]} 

ピーク後の波形の減衰は、ブラックホールが最終的な合体構成に緩和する際の減衰振動と一致していた。^{[ 3 ]}コンパクト連星の合体運動はポストニュートン計算でよく説明できるが、^{[ 52 ]}強い重力場の合体段階は、大規模な数値相対性理論シミュレーションによってのみ完全に一般的に解くことができる。^{[ 53 ] [ 54 ] [ 55 ]}

改良されたモデルと解析では、合体後の天体はスピンパラメータを持つ回転カーブラックホールであることがわかった。0.68 +0.05 −0.06、^{[ 1 ]}つまり、その質量に対して可能な最大角運動量の 2/3 を持つもの。

2 つのブラックホールを形成した 2 つの星は、ビッグバンから約 20 億年後に太陽の質量の 40 ～ 100 倍の質量で形成されたと考えられている。^{[ 56 ] [ 57 ]}

重力波観測装置は全天モニターであり、空間的に信号を分解する能力は低い。三角測量によって天球上の発生源の位置を特定するには、このような観測装置のネットワークが必要である。観測モードのLIGO装置が2台しかない場合、GW150914の発生源の位置は天球上の弧に限定される。これは、6.9 +0.5 −0.4 ms の時間遅延と、両方の検出器間での振幅と位相の一貫性。この分析により、主に南天半球に位置する 150 deg ²の信頼領域が50% の確率で、または90% の確率で610 deg ^{2の信頼領域が得られた。 [ 2 ] : 7 :図 4}は、マゼラン雲の方向とほぼ同じだが、それよりはるかに遠い位置にある。^{[ 4 ] [ 11 ]}

比較のために、オリオン座の面積は 594平方度で^ある。^{[ 58 ]}

フェルミガンマ線宇宙望遠鏡は、ガンマ線バーストモニター（GBM）装置が、LIGOイベントの0.4秒後に始まり、位置不確実領域がLIGO観測の領域と重なる50 keVを超える弱いガンマ線バーストを検出したと報告した。フェルミチームは、このようなイベントが偶然またはノイズの結果である確率を0.22%と計算した。^{[ 59 ]}しかし、ガンマ線バーストは予想されておらず、INTEGRAL望遠鏡の全天SPI-ACS装置による観測では、イベントからのガンマ線および硬X線でのエネルギー放出は、重力波として放出されたエネルギーの100万分の1未満であることが示されており、「このイベントが観測者に向かう相当量のガンマ線放射に関連している可能性は排除される」。 Fermi GBM で観測された信号が本当に天体物理学的なものであれば、INTEGRAL は背景放射より 15 シグマ高い有意性で明確な検出を示したはずです。^{[ 60 ]} AGILE宇宙望遠鏡もこのイベントのガンマ線対応物を検出しませんでした。^{[ 61 ]}

2016年6月に発表された独立グループによる追跡分析では、ガンマ線過渡現象のスペクトルを推定するための異なる統計的手法が開発されました。この分析では、Fermi GBMのデータはガンマ線バーストの証拠を示しておらず、背景放射か、1秒の時間スケールでの地球アルベド過渡現象のいずれかであると結論付けられました。^{[ 62 ] [ 63 ]}しかし、この追跡分析に対する反論では、独立グループが元のFermi GBMチームの論文の分析を誤って解釈し、したがって元の分析の結果を誤って解釈したと指摘されました。反論では、偽の同時発生確率は経験的に計算されており、独立分析によって反駁されていないことが再確認されました。^{[ 64 ] [ 65 ]}

重力波イベントを引き起こしたと考えられているタイプのブラックホール合体は、恒星質量ブラックホール連星系には大量の周回物質がないと予想されるため、ガンマ線バーストを引き起こすとは予想されていません。アヴィ・ローブは、大質量星が高速回転している場合、その崩壊中に発生する遠心力によって回転する棒が形成され、それがダンベル型の2つの高密度の物質の塊に分裂してブラックホール連星系になり、星の崩壊の終わりにガンマ線バーストを引き起こすという理論を立てました。^{[ 66 ] [ 67 ]}ローブは、0.4秒の遅延は、重力波に対してガンマ線バーストが星を横切るのにかかった時間であると示唆しています。^{[ 67 ] [ 68 ]}

再構築された発生源領域は、電波、光、近赤外線、X線、ガンマ線波長をカバーする追跡観測と同時ニュートリノの探索の対象となった。^{[ 2 ]}しかし、LIGOはまだ科学観測を開始していなかったため、他の望遠鏡への通知が遅れた。

ANTARES望遠鏡は、GW150914の±500秒以内にニュートリノ候補を検出しなかった。IceCubeニュートリノ観測所は、 GW150914の±500秒以内に3つのニュートリノ候補を検出した。1つのイベントは南の空で、2つは北の空で発見された。これは、バックグラウンド検出レベルの予想と一致していた。候補のいずれも、合体イベントの90%信頼領域と矛盾しなかった。^{[ 69 ]}ニュートリノは検出されなかったが、そのような観測の欠如は、この種の重力波イベントからのニュートリノ放出の制限を提供した。^{[ 69 ]}

イベントから2日後、Swiftガンマ線バーストミッションによる検出領域の近傍銀河の観測では、新たなX線、可視光、紫外線源は検出されなかった。 ^{[ 70 ]}

検出の発表は、2016年2月11日にワシントンDCで行われた^記者会見で、LIGOのエグゼクティブディレクターであるデイビッド・ライツェ氏^[6 ]と^{、 LIGOの}ガブリエラ・ゴンザレス氏、ライナー・ワイス氏、キップ・ソーン氏、 NSFのディレクターであるフランス・A・コルドバ氏からなるパネルによって行われた^{[ 4 ]}。バリー・バリッシュ氏は、この発見について、一般発表と同時に科学者向けに最初のプレゼンテーションを行った^{[ 71 ] 。}

最初の発表論文は記者会見中にPhysical Review Lettersに掲載され^{[ 3 ]}、その後すぐに論文が発表された^{[ 19 ]}か、プレプリントの形ですぐに入手可能になった^{[ 72 ]}。

2016 年 5 月、共同研究者全員、特にRonald Drever、Kip Thorne、Rainer Weissは、重力波の観測により基礎物理学特別ブレークスルー賞を受賞しました。 ^{[ 73 ]} Drever、Thorne、Weiss、および LIGO 発見チームは、宇宙論の Gruber 賞も受賞しました。^{[ 74 ]} Drever、Thorne、Weiss は、2016 年天文学のShaw 賞^{[ 75 ] [ 76 ]}と 2016 年天体物理学のKavli 賞も受賞しました。 ^{[ 77 ]} Barish は、イタリア物理学会(Società Italiana di Fisica)から2016 年Enrico Fermi 賞を受賞しました。 ^{[ 78 ]} 2017年1月、LIGOの広報担当者ガブリエラ・ゴンサレスとLIGOチームは、2017年ブルーノ・ロッシ賞を受賞しました。^{[ 79 ]}

2017年のノーベル物理学賞は、ライナー・ワイス、バリー・バリッシュ、キップ・ソーンに「LIGO検出器と重力波の観測への決定的な貢献」に対して授与された。^{[ 80 ]}

2016年6月15日、LIGOグループはGW151226と名付けられた別の重力波信号の観測を発表した。^{[ 84 ]} Advanced LIGOは、2016年11月から2017年8月までの次の観測キャンペーンでGW150914のようなブラックホール合体をさらに5つ検出すると予測され（実際には7つ）、その後は毎年40の連星合体と、現在の理論では予測されていないものもある未知の数のよりエキゾチックな重力波源を検出すると予測された。^{[ 11 ]}

計画されているアップグレードにより、信号対雑音比が2倍になり、GW150914のようなイベントを検出できる空間の体積が10倍に拡大すると予想されています。さらに、Advanced Virgo、KAGRA、およびインドに建設される可能性のある3番目のLIGO検出器により、ネットワークが拡張され、ソースの位置再構成とパラメータ推定が大幅に改善されます。^{[ 3 ]}

レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、重力波を検出するための宇宙ベースの観測ミッションとして提案されている。LISAの提案されている感度範囲では、GW150914のような合体連星は合体する約1000年前に検出可能となり、約10メガパーセク以内に存在すれば、この観測所にとってこれまで知られていなかった種類の重力波源となる。^{[ 19 ]} LISAの技術開発ミッションであるLISA Pathfinderは2015年12月に打ち上げられ、LISAミッションが実現可能であることを実証した。^{[ 85 ]}

2016年のモデルでは、LIGOがアップグレード後に完全な感度に達した場合、年間約1000個のブラックホール合体を検出すると予測された。^{[ 56 ] [ 57 ]}

合体前の2つのブラックホールの質量は、恒星進化に関する情報を提供する。両方のブラックホールは、 X線連星観測から推測された、以前に発見された恒星質量ブラックホールよりも質量が大きかった。これは、それらの前駆星からの恒星風が比較的弱かったに違いなく、したがって金属量（水素とヘリウムよりも重い化学元素の質量分率）が太陽の値の約半分未満であったに違いないことを意味する。^{[ 19 ]}

合体前のブラックホールが連星系に存在していたこと、そしてその系が宇宙の年齢内に合体するのに十分なほどコンパクトであったという事実は、ブラックホール連星がどのように形成されたかによって、連星進化シナリオまたは力学的形成シナリオのいずれかを制約する。かなりの数のブラックホールは低い誕生キック（コア崩壊型超新星イベントでブラックホールが形成時に得る速度）を受けなければならず、そうでなければ連星系で形成されるブラックホールは放出され、重力波のようなイベントは阻止されるだろう。^{[ 19 ]}質量のある前駆星の高回転の共通外層段階を経るこのような連星の生存は、その生存に必要かもしれない。最新のブラックホールモデルの予測の大部分は、これらの追加の制約に合致している。

GW合体イベントの発見により、このようなイベントの発生率の下限が引き上げられ、1  Gpc ⁻³ yr ⁻¹ (1立方ギガパーセクあたり年間1イベント) 未満という非常に低い発生率を予測していた特定の理論モデルが排除されました。^{[ 3 ] [ 19 ]}分析の結果、GW150914のようなイベントの以前の上限発生率は約140  Gpc ⁻³ yr ⁻¹から引き下げられました。17 +39 -13  Gpc ^-3年^-1。^{[ 86 ]}

ブラックホール合体イベントからの重力波の波形と振幅を測定することで、その距離を正確に決定することが可能になります。宇宙論的に遠いイベントからのブラックホール合体データの蓄積は、宇宙膨張の歴史とそれに影響を与えるダークエネルギーの性質のより精密なモデルを作成するのに役立つ可能性があります。^{[ 87 ] [ 88 ]}

初期の宇宙は、当時の宇宙のエネルギーが非常に高かったため、ほとんどの物質が電離し、光子が自由電子によって散乱されたため、不透明です。^{[ 89 ]}しかし、この不透明さは当時の重力波には影響しないため、この距離で検出できるほど強いレベルで発生した場合、現在の可視宇宙を超えた宇宙を観測するための窓が開かれることになります。したがって、重力波天文学は、いつの日か宇宙の初期の歴史を直接観測することを可能にするかもしれません。^{[ 3 ] [ 18 ] [ 19 ] [ 20 ] [ 21 ]}

合体後のブラックホールの推測された基本的な特性である質量とスピンは、一般相対性理論の予測に従って、合体前の 2 つのブラックホールの特性と一致していた。^{[ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]}これは、非常に強い磁場領域における一般相対性理論の最初のテストである。^{[ 3 ] [ 18 ]}一般相対性理論の予測に反する証拠は確立できなかった。^{[ 18 ]}

この信号では、重力波と曲がった時空背景との相互作用によって生じる尾部など、より複雑な一般相対性理論の相互作用を調査する機会は限られていた。中程度の強さの信号ではあるが、連星パルサー系によって生成される信号よりははるかに小さい。将来的には、より高感度の検出器と組み合わせたより強い信号を用いて、重力波の複雑な相互作用を探求し、一般相対性理論からの逸脱に対する制約を改善することができるだろう。^{[ 18 ]}

重力波の速度 ( v _g ) は、一般相対性理論では光速 ( c ) と予測されています。^{[ 90 ]}この関係からのずれの程度は、仮説上の重力子の質量でパラメータ化できます。重力子は、重力に関する量子論において、重力の力の伝達体として作用する素粒子に与えられた名前です。重力が無限の範囲を持つように見える場合、重力子は質量がないと予想されます。(これは、ゲージボソンの質量が大きいほど、関連する力の範囲が短くなるためです。質量のない光子による電磁気の無限の範囲と同様に、重力の無限の範囲は、関連する力の伝達粒子も質量がないことを意味します。) 重力子が質量がないとしない場合、重力波は光速より遅く伝播し、低周波数 ( ƒ ) は高周波数よりも遅くなり、合体イベントからの波の分散につながります。^{[ 18 ]}このような分散は観測されなかった。^{[ 18 ] [ 28 ]}合体観測により、太陽系観測から重力子の質量の上限がわずかに改善（低下）し、2.1 × 10 ⁻⁵⁸  kgは、1.2 × 10 ⁻²² eV / c ² またはコンプトン波長( λ _g ) が10より大きい¹³ km、およそ1光年。 ^{[ 3 ] [ 18 ]}観測された最低周波数35 Hzを使用すると、これはv _g の下限値に相当し、 1- v _g / cの上限値は約 4 × 10 ⁻¹⁹ . ^{[ e ]}