Loading article…
 リビングストン（右）とハンフォード（左）の検出器での重力波のLIGO測定と理論予測値の比較 | |
| イベントタイプ | 重力波 |
|---|---|
| 日付 | 約14億年前 （2015年9月14日 9:50:45 UTCに検出） |
| 間隔 | 約200ミリ秒 |
| 楽器 | ライゴ |
| 星座 | 南半球 |
| 距離 | 約14億光年 |
| 赤方偏移 | 0.093+0.030 −0.036[1] |
| 先祖 | 2つのブラックホール |
| 総エネルギー出力 | 3.0+0.5 −0.5 M ☉ × c 2 [2] [a] |
| その他の指定 | GW150914 |
 コモンズの関連メディア | |
重力波の最初の直接観測は2015年9月14日に行われ、2016年2月11日にLIGOとVirgoの共同研究によって発表されました。 [3] [4] [5]これまで、重力波は連星系のパルサーのタイミングへの影響を通じて間接的にしか推測されていませんでした。両方のLIGO観測所によって検出された波形[6]は、一般相対性理論の予測[7] [8] [9]と一致し、 2つのブラックホール（36 M ☉と29 M ☉ ）の内側への螺旋と合体、およびそれに続く単一の62 M ☉ブラックホール残骸のリングダウン[b]から発生する重力波でした。信号は、重力波と観測日2015-09-14にちなんでGW150914と名付けられました。 [3] [11]これはまた、連星ブラックホールの合体の初めての観測であり、連星系である恒星質量ブラックホール系の存在と、そのような合体が現在の宇宙の年齢内で起こり得るという事実の両方を実証した。
この初の直接観測は、多くの理由から、世界中で注目すべき成果として報告された。このような波の存在を直接証明する努力は50年以上にわたって続けられてきたが、その波は非常に小さいため、アルバート・アインシュタイン自身も、それが検出されるかどうか疑問視していた。[12] [13] GW150914の激変合体によって放出された波は、時空のさざ波として地球に到達し、 1,120 kmのLIGO有効範囲の長さを陽子の幅の1000分の1だけ変えた。[ 11]これは、太陽系外で最も近い恒星までの距離を髪の毛1本分変えるのに比例する。 [14] [c]連星が螺旋状に合体する際に放出されたエネルギーは膨大で、3.0+0.5
−0.5 c 2 M ☉ (5.3+0.9
−0.8× 1047ジュールまたは5300+900
−800 敵の総計は重力波として放射され、最後の数ミリ秒でピーク放射率に達し、約3.6+0.5
−0.4× 1049 ワット–観測可能な宇宙のすべての星から放射される光の総出力よりも大きいレベルです。 [3] [4] [15] [16] [d]
この観測は、一般相対性理論で直接検出されていなかった最後の予測を確認し、大規模な宇宙イベント（強い場のテストとして知られる）のコンテキストにおける時空の歪みの予測を裏付けた。これは重力波天文学の新しい時代の幕開けとして歓迎され、以前は不可能だった激しい天体物理学的イベントの観測を可能にし、宇宙の最古の歴史の直接観測を可能にする。[3] [18] [19] [20 ] [21] 2016年6月15日、2015年後半に行われた重力波のさらに2つの検出が発表された。[22] 2017年には さらに8つの観測が行われ、その中には電磁放射でも観測された、初めて観測された中性子連星の合体であるGW170817も含まれている。
重力波
アルバート・アインシュタインは1916年に一般相対性理論に基づいて重力波の存在を予言した[24] [25]。[26]一般相対性理論は、重力を質量の存在によって引き起こされる時空の歪みの結果として解釈し、さらにこれらの質量の特定の動きや加速が時空の歪み、つまり「波紋」を引き起こし、それが光速で発生源から外側に広がることを意味している。アインシュタインはこれを主に好奇心と考えていた。なぜなら、これらの波紋は当時予見されていたどの技術でも検出するには小さすぎると理解していたからである。[13]エネルギー保存則から導かれるさらなる結果として、相互軌道にある2つの物体のシステムから重力波によって放射されるエネルギーは、それらをゆっくりと内側にらせん状に動かすが、この効果も非常に小さいため、観察するのは困難である。[27]
重力波が最も強くなるケースの 1 つは、中性子星やブラックホールなどの2 つのコンパクトな天体の合体の最後の瞬間です。数百万年にわたって、中性子星連星とブラックホール連星は主に重力波によってエネルギーを失い、その結果、お互いに向かって螺旋状に近づきます。このプロセスの最後の段階で、2 つの天体は極限の速度に達し、合体の最後の数分の 1 秒で、理論的にはかなりの量の質量が重力エネルギーに変換され、重力波として外側に伝わり、[28]通常よりも検出される可能性が高くなります。ただし、宇宙のコンパクトな連星の数についてはほとんどわかっておらず、最終段階に到達するのに非常に時間がかかる可能性があるため、このようなイベントがどのくらいの頻度で発生するかについては確実性はほとんどありませんでした。[29]
観察
重力波は、重力波によって引き起こされる天体現象を観測することによって間接的に検出されるか、または地球上のLIGOや計画されている宇宙ベースのLISAなどの機器によってより直接的に検出される。[30]
間接観察
重力波の証拠は、1974年に二重中性子星系PSR B1913+16の運動を通じて初めて推定されました。この星の1つはパルサーであり、回転しながら正確で一定の間隔で無線周波数の電磁パルスを放射します。この星を発見したラッセル・ハルスとジョセフ・テイラーは、時間の経過とともにパルスの周波数が短くなり、星が徐々にお互いに向かって螺旋状に回転し、エネルギー損失が重力波によって放射される予測エネルギーとほぼ一致することも示しました。[31] [32]この研究により、ハルスとテイラーは1993年にノーベル物理学賞を受賞しました。[33]このパルサーと複数のシステム（二重パルサーシステムPSR J0737-3039など）の他のパルサーのさらなる観測も、一般相対性理論と高い精度で一致しています。[34] [35]
直接観察
重力波の直接観測は、その予測から数十年にわたって不可能でした。これは、地球上のあらゆる場所に存在する振動の背景から検出して分離する必要がある、非常に小さな影響のためでした。1960年代に干渉法と呼ばれる技術が提案され、最終的にこの技術が実現可能になるのに十分な技術が開発されました。
LIGO が現在使用している手法では、レーザー ビームが分割され、2 つの半分は異なる経路を通った後に再結合されます。通過する重力波の影響によって生じる経路の長さの変化や、分割された 2 つのビームが再結合点に到達するまでの時間は、「ビート」として現れます。このような技術は、2 つの経路を通過する距離や時間のわずかな変化に対して非常に敏感です。理論上は、長さ約 4 km のアームを備えた干渉計で、十分な強度の重力波が地球の他の場所から通過したときに生じる時空間の変化 (陽子1 個分のごくわずかな大きさ) を明らかにできます。この効果は、 Virgo、GEO 600、計画中のKAGRAおよびINDIGO検出器など、同様のサイズの他の干渉計でのみ感知できます。実際には少なくとも2つの干渉計が必要になる。なぜなら、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存在することはないからである。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。オリジナルの機器は2010年から2015年にかけて（Advanced LIGOに）アップグレードされ、感度が元の約10倍に向上した。[36]
LIGO は、3,002 km (1,865 マイル) 離れた場所にある 2 つの重力波観測所を同時に運用しています。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 ( 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）で観測された重力波の痕跡は、ワシントン州リッチランド近郊の天体望遠鏡でとらえられている。両腕の長さのわずかな変化を継続的に比較し、同時に発生すると思われる重要なパターンを追跡することで、重力波が検出されたのか、それとも他の原因によるものなのかを判定する。
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」バージョンに置き換えられる間、数年にわたって停止されました。[37] 2015年2月、2つの高度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かどうかをテストして確認するために機器が完全に動作しています。[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、研究者が重力波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「ブラインド注入」が数回導入されました。ブラインド注入の有効性を保護するために、そのような注入がいつ行われたかを知っているのは4人のLIGO科学者のみであり、その情報は信号が研究者によって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動作していたがブラインドデータ注入が行われていなかったとき、装置は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にはGW150914という名前が付けられました。[41]
GW150914 イベント
イベント検出
GW150914は、2015年9月14日9時50分45秒（ UTC）に、米国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ました。 [4] [11] LIGO検出器は「エンジニアリングモード」で動作していました。つまり、完全に動作していましたが、正式な「研究」段階（3日後の9月18日に開始される予定）はまだ開始されていませんでした。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という疑問がありましたが、テストではないことが判明しました。[42]
チャープ信号は0.2秒以上続き、周波数と振幅は35Hzから250Hzまで約8サイクルで増加しました。[3]この信号は可聴範囲にあり、鳥の「さえずり」に似ていると言われています。[4]世界中の天体物理学者やその他の関係者は、この発見の発表を受けてソーシャルメディアで信号を真似して興奮して反応しました。 [4] [43] [44] [45]（周波数が増加するのは、合体前の最後の瞬間に各軌道が前の軌道よりも著しく速くなるためです。）
検出の可能性を示唆するトリガーは、検出器からのデータの迅速な初期分析を提供する迅速な（「オンライン」）検索方法を使用して、信号を取得してから3分以内に報告されました。[3] 9:54 UTCの最初の自動アラートの後、一連の内部電子メールで、予定されていた注入も予定外の注入も行われておらず、データはクリーンであ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ーについてすぐに認識しました。[47]
信号のより詳細な統計分析と、2015年9月12日から10月20日までの16日間の周辺データにより、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]、信頼水準は99.99994%でした。[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ました。重力波は光速で伝播し、その差は2つの地点間の光の移動時間と一致しています。[3]波は10億年以上も光速で移動していました。[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だったが、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はずだ。[4] GEO600 （ドイツ・ハノーバー近郊）は信号を検出できるほど感度が低かった。[3]その結果、どちらの検出器もLIGO検出器で測定された信号を確認できなかった。[4]
天体物理学的起源
この出来事は光度距離で起こった。440+160
−180 メガパーセク[1] ：6 （信号の振幅によって決まる）[4]または14 ± 6億光年、宇宙の赤方偏移に相当する。0.093+0.030
−0.036（90%信頼区間）。この信号の分析と推定された赤方偏移から、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回数と30+3
−4太陽の質量の倍（ソースフレーム）となり、合体後のブラックホールは62+4
−3 M ☉ . [1] : 6 失われた3.0 ± 0.5M☉ は重力波の形で放射された。[3]
合体の最後の20ミリ秒の間に、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 –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パワーの50倍[50]です。[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]
検出可能な信号の持続時間0.2秒間にわたって、ブラックホールの相対的な接線方向（周回）速度は光速の30％から60％に増加した。軌道周波数75Hz（重力波周波数の半分）は、物体が合体するまでに物体が互いの周回距離がわずか350kmだったことを意味する。信号の偏光の位相変化から物体の軌道周波数を計算でき、信号の振幅とパターンと合わせて物体の質量を計算でき、したがって合体時の極限最終速度と軌道分離（離れた距離）も計算できる。その情報から、物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物体は物理的に大きく、したがってその時点より前に合体するか、そのような小さな軌道でそのような速度には達しないはずだからである。観測された中性子星の最高質量は 2 M ☉で、安定した中性子星の質量の 上限は保守的に 3 M ☉であるため、中性子星のペアは合体を説明するのに十分な質量を持っていなかったと考えられます（ボソン星などの異例の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と考えられます。[3]
波形がピークに達した後の減衰は、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]コンパクトな連星のインスパイラル運動はポストニュートン計算からうまく説明できるが、[52]強い重力場の合体段階は、大規模な数値相対論シミュレーションによってのみ完全に一般化できる。[53] [54] [55]
改良されたモデルと解析では、合体後の物体は、スピンパラメータが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20億年後に形成されたと考えられており、その質量は太陽の40倍から100倍の間であった。[56] [57]
空の位置
重力波観測機器は全天をモニターするもので、信号を空間的に分解する能力がほとんどありません。三角測量によって天空の源の位置を特定するには、このような機器のネットワークが必要です。観測モードの LIGO 機器が 2 つしかないため、GW150914 の源の位置は天空の弧に限定されるしかありませんでした。これは、6.9+0.5
−0.4msの時間遅延、および両方の検出器にわたる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度2の信頼できる領域が50％の確率で、または610度2の信頼できる領域が90％の確率で生成されました。[2] : 7 : 図4 マゼラン雲のおおよその方向（ただし、それよりはるかに遠い）にあります。[4] [11]
比較すると、オリオン座の面積は 594平方度である。 [ 58]
同時ガンマ線観測
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、LIGO観測の位置不確実領域と重なる位置不確実領域で、50keV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、イベントによるガンマ線および硬X線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、「イベントが観測者に向けた相当量のガンマ線放射と関連している可能性は排除される」。もしフェルミ宇宙望遠鏡が観測した信号が真に天体物理学的なものであったなら、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ある。[60] AGILE宇宙望遠鏡もこの現象のガンマ線を検出しなかった。[61]
2016年6月に発表された独立グループによるフォローアップ分析では、ガンマ線バーストのスペクトルを推定するための異なる統計的アプローチが開発されました。フェルミGBMのデータはガンマ線バーストの証拠を示しておらず、背景放射線または1秒の時間スケールでの地球アルベドのトランジェントのいずれかであると結論付けられました。[62] [63]しかし、このフォローアップ分析に対する反論では、独立グループが元のフェルミGBMチームの論文の分析を誤って表現し、したがって元の分析の結果を誤解していると指摘されました。反論では、誤った一致確率は経験的に計算されたものであり、独立した分析によって反証されていないことが再確認されました。[64] [65]
重力波現象を引き起こしたと考えられるタイプのブラックホールの合体では、ガンマ線バーストは発生しないと予想されている。恒星質量のブラックホール連星には大量の周回物質がないと予想されるためである。アヴィ・ローブは、巨大な恒星が急速に回転している場合、その崩壊中に生じる遠心力によって回転棒が形成され、それがダンベル状の2つの密集した物質の塊に分裂してブラックホール連星となり、恒星の崩壊の最後にガンマ線バーストが引き起こされると理論づけている。[66] [67]ローブは、0.4秒の遅延は、ガンマ線バーストが重力波に対して恒星を横切るのにかかった時間であると示唆している。[67] [68]
その他のフォローアップ観察
再構築された発生源領域は、電波、可視光線、近赤外線、X線、ガンマ線の波長をカバーする追跡観測と、同時発生ニュートリノの探索の対象となった。[2]しかし、LIGOが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。[要出典]
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％信頼領域と一致しなかった。 [69]ニュートリノは検出されなかったが、そのような観測がなかったため、このタイプの重力波イベントからのニュートリノ放出には限界があった。[69 ]
スウィフトガンマ線バーストミッションによる、イベント発生から2日後の検出領域内の近傍銀河の観測では、新たなX線、可視光線、紫外線源は検出されなかった。 [70]
発表
クリックしてアクセス
この発見は2016年2月11日[4]にワシントンDCで行われた記者会見でLIGOの事務局長デイビッド・ライツェ氏によって発表され[6] 、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が出席した。[4]バリー・バリッシュ氏は一般発表と同時に科学者の聴衆に向けてこの発見に関する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誌に掲載され[3]、その後すぐに追加の論文が発表されたり[19] 、プレプリントの形ですぐに入手可能になったりした。[72]
受賞と表彰
2016年5月、共同研究チーム全体、特にロナルド・ドレーバー、キップ・ソーン、ライナー・ワイスは、重力波の観測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た。 [73]ドレーバー、ソーン、ワイスとLIGO発見チームは、宇宙論におけるグルーバー賞も受賞した。[74]ドレーバー、ソーン、ワイスは、2016年ショー天文学賞[75] [76]と2016年カブリ天体物理学賞も受賞した。[77]バリッシュは、イタリア物理学会（Società Italiana di Fisica）から2016年エンリコ・フェルミ賞を受賞した。[78] 2017年1月、LIGOスポークスマンのガブリエラ・ゴンザレスとLIGOチームは、2017年ブルーノ・ロッシ賞を受賞した。[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」により授与された。[80]
意味合い
この観測は、重力波天文学の革命的な時代の幕開けとして歓迎された。[81]この検出以前には、天体物理学者や宇宙学者は、電磁放射（可視光線、X線、マイクロ波、電波、ガンマ線を含む）と粒子のような実体（宇宙線、恒星風、ニュートリノなど）に基づいて観測を行うことができた。これらには重大な制限があり、光やその他の放射は多くの種類の物体から放射されない可能性があり、他の物体の後ろに隠れたり、不明瞭になったりすることもある。銀河や星雲などの物体も、その内部または背後で生成された光を吸収、再放射、または変更することがあり、コンパクトな星や異星には暗くて電波が届かない物質が含まれている可能性があり、その結果、重力相互作用以外でそれらの存在を示す証拠はほとんどない。[82] [83]
将来の二天体合体イベントの検出への期待
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を観測したと発表した。[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の合体をさらに5つ（実際には7つ）検出し、その後は毎年40回の連星合体を検出すると予測されていた。さらに、現在の理論では予測できない可能性のある、よりエキゾチックな重力波源が未知数存在する。[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容積が10倍に拡大すると予想されています。さらに、Advanced Virgo、KAGRA、そしてインドに設置される可能性のある3台目のLIGO検出器により、ネットワークが拡張され、ソースの位置再構築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に提案されている宇宙ベースの観測ミッションです。LISAの提案された感度範囲では、GW150914のような合体する連星は、合体する約1000年前に検出可能であり、約10メガパーセク以内に存在する場合、この観測所にとってこれまで未知のソースのクラスを提供します。[19] LISAの技術開発ミッションである LISAパスファインダーは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ました。[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すると、年間約1000個のブラックホールの合体を検出できると予測されました。[56] [57]
恒星の進化と天体物理学への教訓
合体前の2つのブラックホールの質量は、恒星の進化に関する情報を提供します。両方のブラックホールは、X線連星観測から推定された、これまで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、それらの前駆恒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以下であったに違いないことを意味します。[19]
合体前のブラックホールが連星系に存在していたという事実、およびこの系が宇宙の年齢内で合体できるほどコンパクトだったという事実は、ブラックホール連星がどのように形成されたかに応じて、連星の進化または動的形成シナリオのいずれかに制約を課す。かなりの数のブラックホールが低い出生時キック（コア崩壊型超新星爆発でブラックホールが形成される際に得られる速度）を受ける必要がある。さもなければ、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防止される。[19]このような連星系が生き残るためには、大質量の祖星の高回転の共通外殻段階を経ることが必要である可能性がある。[説明が必要]最新のブラックホールモデル予測の大部分は、これらの追加された制約に準拠している。[引用が必要]
重力波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）未満の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これまでの上限発生率は約140 Gpc −3 yr −1から17+39
−13 Gpc −3年−1 . [86]
将来の宇宙観測への影響
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できます。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、宇宙の膨張の歴史とそれに影響を与える暗黒エネルギーの性質に関するより正確なモデルを作成するのに役立つ可能性があります。[87] [88]
初期の宇宙は不透明である。当時の宇宙は非常にエネルギーが高かったため、ほとんどの物質がイオン化され、光子は自由電子によって散乱されていたからである。[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の強さで重力波が発生した場合、現在の可視宇宙を超えた宇宙を観測する窓が開かれることになる。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ない。[3] [18] [19] [20] [21]
一般相対性理論のテスト
合体後のブラックホールの推定された基本特性である質量とスピンは、一般相対性理論の予測に従い、合体前の2つのブラックホールの特性と一致した。[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、重力波と湾曲した時空背景の相互作用によって生成される尾のような、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ました。中程度の強さの信号ではありますが、連星パルサーシステムによって生成される信号よりもはるかに小さいものです。将来的には、より強い信号とより感度の高い検出器を組み合わせて、重力波の複雑な相互作用を調査し、一般相対性理論からの逸脱に対する制約を改善するために使用できる可能性があります。[18]
重力波の速度と重力子の可能な質量の限界
一般相対性理論によれば、重力波の速度 ( v g ) は光速 ( c ) と予測される。[90]この関係からの逸脱の程度は、仮想重力子の質量によってパラメータ化できる。重力子とは、重力に関する量子理論において、重力の力の運搬役を務める素粒子に付けられた名前である。重力が無限の範囲にあるように見える場合、重力子は質量がないと予想される。(ゲージ粒子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ある。電磁気の無限の範囲が質量のない光子によるものであるのと同様に、重力の無限の範囲は、関連する力を運ぶ粒子も質量がないことを意味する。) 重力子が質量なしでなければ、重力波は光速以下で伝播し、低周波 ( ƒ ) は高周波よりも遅くなり、合体イベントからの波が分散することになる。[18]そのような分散は観測されなかった。[18] [28]インスパイラルの観測により、太陽系観測からの重力子の質量の上限がわずかに改善（低下）された。2.1 × 10 −58 kg、相当する1.2 × 10 −22 eV / c 2またはコンプトン波長（λ g）が10を超える13 km、およそ1光年である。 [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の下限となり、 1- v g / cの上限は~ 4 × 10 −19 . [e]
参照
- 重力波天文学 – 重力波を利用する天文学の分野
- 重力波観測所 – 重力波を測定するための装置
- 重力波観測のリスト
- 重力物理学と相対性理論のタイムライン
注記
- ^ c 2 M ☉は約 1.8 × 10 3 foe、1.8 × 10 47 J、1.8 × 10 54 erg、4.3 × 10 46 cal、1.7 × 10 44 BTU、5.0 × 10 40 kWh、または TNT 火薬換算で 4.3 × 10 37 トンに相当します。
- ^ リングダウン段階は、合体したブラックホールが球状に落ち着く段階である。[10]
- ^ 陽子の直径 ~ 1.68–1.74 フェムトメートル(1.68–1.74 × 10−15 m); 陽子/1000/4000 m の比 = ~4 × 10−22 ; 人間の髪の毛の幅 ~ 0.02–0.04ミリメートル(0.02–0.04 × 10−3 m);プロキシマ・ケンタウリまでの距離~ 4.423 光年 (4.184 × 10 16 m); 毛髪/恒星までの距離の比 = 5–10 × 10−22
- ^ 重力波は物質とほとんど相互作用しないため、合体イベントからわずか1AU離れた場所にいる人間に対する重力波の影響は極めて小さく、気づかれなかっただろう。[17]
- ^ 「一般相対性理論のテスト…」論文（13ページ、「したがって、…」）から得られる とプランク-アインシュタインの関係に基づく。[18]
参考文献
- ^ abcd LIGO Scientific Collaboration および Virgo Collaboration (2016)。「完全なスピン歳差波形モデルを使用した GW150914 の改良解析」。Physical Review X。6 (4): 041014。arXiv : 1606.01210。Bibcode : 2016PhRvX ...6d1014A。doi : 10.1103/PhysRevX.6.041014。S2CID 18217435 。
- ^ abcd Abbott, Benjamin P.; et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (2016). 「バイナリブラックホール合体GW150914の特性」. Physical Review Letters . 116 (24): 241102. arXiv : 1602.03840 . Bibcode :2016PhRvL.116x1102A. doi :10.1103/PhysRevLett.116.241102. PMID 27367378. S2CID 217406416.
- ^ abcdefghijklmnopqrst Abbott, Benjamin P.; et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (2016). 「バイナリブラックホール合体からの重力波の観測」. Phys. Rev. Lett. 116 (6): 061102. arXiv : 1602.03837 . Bibcode :2016PhRvL.116f1102A. doi :10.1103/PhysRevLett.116.061102. PMID 26918975. S2CID 124959784.
- 「連星ブラックホール合体からの重力波の観測」（PDF）。LIGO科学コラボレーション。
- ^ abcdefghijkl Castelvecchi, Davide; Witze, Alexandra (2016年2月11日). 「ついにアインシュタインの重力波が発見される」. Nature News . doi :10.1038/nature.2016.19361. S2CID 182916902. 2016年2月11日閲覧。
- ^ 編集委員会 (2016年2月16日). 「宇宙に響くさえずり」.ニューヨーク・タイムズ. 2016年2月16日閲覧。
- ^ ab 「アインシュタインの重力波がブラックホールから『見える』」BBCニュース2016年2月11日。
- ^ ab Pretorius, Frans (2005). 「バイナリブラックホール時空の進化」. Physical Review Letters . 95 (12): 121101. arXiv : gr-qc/0507014 . Bibcode :2005PhRvL..95l1101P. doi :10.1103/PhysRevLett.95.121101. ISSN 0031-9007. PMID 16197061. S2CID 24225193.
- ^ ab Campanelli, M. ; Lousto, CO ; Marronetti, P.; Zlohower, Y. (2006). 「切除なしの周回ブラックホール連星の正確な進化」. Physical Review Letters . 96 (11): 111101. arXiv : gr-qc/0511048 . Bibcode :2006PhRvL..96k1101C. doi :10.1103/PhysRevLett.96.111101. ISSN 0031-9007. PMID 16605808. S2CID 5954627.
- ^ ab Baker, John G.; Centrella, Joan ; Choi, Dae-Il; Koppitz, Michael; van Meter, James (2006). 「合体するブラックホールの渦巻き構成からの重力波抽出」. Physical Review Letters . 96 (11): 111102. arXiv : gr-qc/0511103 . Bibcode :2006PhRvL..96k1102B. doi :10.1103/PhysRevLett.96.111102. ISSN 0031-9007. PMID 16605809. S2CID 23409406.
- ^ Castelvecchi, Davide (2016年3月23日). 「物理学を一変させたブラックホール衝突」. Nature . 531 (7595): 428– 431. Bibcode :2016Natur.531..428C. doi : 10.1038/531428a . PMID 27008950.
- ^ abcde Naeye, Robert (2016年2月11日). 「重力波検出が科学の新時代を告げる」. Sky and Telescope . 2016年2月11日閲覧。
- ^ ペイス、アブラハム（1982）、「新しいダイナミクス、セクション15d：重力波」、微妙な主：アルバート・アインシュタインの科学と人生、オックスフォード大学出版局、pp. 278- 281、ISBN 978-0-19-853907-0
- ^ ab Blum, Alexander; Lalli, Roberto; Renn, Jürgen (2016年2月12日). 「証拠への長い道」.マックス・プランク協会. 2016年2月15日閲覧。
- ^ ラドフォード、ティム（2016年2月11日）。「重力波：1世紀の期待の後の画期的な発見」ガーディアン。 2016年2月19日閲覧。
- ^ ab Harwood, W. (2016年2月11日). 「アインシュタインは正しかった: 科学者が画期的な重力波を検出」CBSニュース2016年2月12日閲覧。
- ^ ab Drake, Nadia (2016年2月11日). 「発見！重力波、あるいは時空のしわ」ナショナルジオグラフィックニュース。2016年2月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。2016年2月12日閲覧。
- ^ Stuver, Amber (2016 年 2 月 12 日)。「重力波に関する質問にお答えします」。Gizmodo (インタビュー)。ジェニファー・ウエレットによるインタビュー。Gawker Media。2016年2 月 24 日閲覧。...
ここで、私たちが 2 メートル (約 6.5 フィート) の身長で、ブラックホールの外側、地球から太陽までの距離に浮かんでいると仮定します。約 165 nm ずつ押しつぶされたり引き伸ばされたりしている感覚を交互に感じると推定されます (直立しているときに脊椎が圧縮されるため、1 日を通して身長はこれよりも変化します)。...
- ^ abcdefghi Abbott, Benjamin P.; et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (2016). 「GW150914 による一般相対性理論のテスト」. Physical Review Letters . 116 (221101): 221101. arXiv : 1602.03841 . Bibcode :2016PhRvL.116v1101A. doi :10.1103/PhysRevLett.116.221101. PMID 27314708. S2CID 217275338.
- ^ abcdefg Abbott, Benjamin P.; et al. (LIGO Scientific Collaboration および Virgo Collaboration) (2016 年 2 月 20 日). 「バイナリ ブラックホール合体 GW150914 の天体物理学的影響」. The Astrophysical Journal . 818 (2): L22. arXiv : 1602.03846 . Bibcode :2016ApJ...818L..22A. doi : 10.3847/2041-8205/818/2/L22 . S2CID 209315965.
- ^ ab CNNはグラスゴー大学、LIGOのマーティン・ヘンドリー教授の言葉を引用している。「重力波を検出することで、ブラックホールの事象の地平線、超新星の最も内側の中心部、中性子星の内部構造など、電磁望遠鏡ではまったくアクセスできない領域など、宇宙の最も極端な隅々まで探査できるようになる。」
- ^ ab Ghosh, Pallab (2016年2月11日). 「ブラックホールから『見える』アインシュタインの重力波」BBCニュース2016年2月19日閲覧。
重力波があれば、最終的にはビッグバンそのものを見ることができると期待されています。
- ^ オーバーバイ、デニス（2016年6月15日）。「科学者が衝突するブラックホールからの2番目の鳴き声を聞く」ニューヨークタイムズ。 2016年6月15日閲覧。
- ^ ab 「GW150914: LIGOが重力波を検出」Black-holes.org 。 2016年2月16日閲覧。
- ^ アインシュタイン、A (1916 年 6 月)。 「Näherungsweise Integration der Feldgleichungen der Gravitation」。Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften ベルリン。パート 1: 688–696。Bibcode :1916SPAW....688E。
- ^ アインシュタイン、A (1918)。 「ユーバー・グラビテーションズウェレン」。Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Academy der Wissenschaften ベルリン。パート 1: 154–167。Bibcode :1918SPAW....154E。
- ^ アインシュタイン、アルバート(1916)、「Die Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie」、Annalen der Physik、49 (7): 769–822、Bibcode :1916AnP...354..769E、doi :10.1002/andp.19163540702、 2006 年 8 月 29 日にオリジナルからアーカイブされ、2016 年2 月 14 日に取得
- ^ シュッツ、バーナード（2009年5月31日）。「9. 重力放射」。一般相対性理論入門（第2版）。ケンブリッジ大学出版局。234、241ページ。ISBN 978-0-521-88705-2。
- ^ ab Commissariat, Tushna; Harris, Margaret (2016年2月11日). 「LIGOが2つの合体ブラックホールから初の重力波を検出」Physics World . 2016年2月19日閲覧。
- ^ LIGO Scientific Collaboration および VIRGO Collaboration (2010 年 7 月 16 日)。「地上重力波検出器で観測可能なコンパクトバイナリ合体率の予測」。Class . Quantum Grav. 27 (17): 173001。arXiv : 1003.2480。Bibcode : 2010CQGra..27q3001A。doi : 10.1088/0264-9381/27/17/173001。S2CID 15200690 。
- ^ Staats, Kai; Cavaglia, Marco; Kandhasamy, Shivaraj (2015年8月8日). 「アインシュタインの助けを借りて、時空の波紋を検出する」. Space.com . 2016年2月16日閲覧。
- ^ Weisberg, JM; Taylor, JH; Fowler, LA (1981年10月). 「軌道を周回するパルサーからの重力波」. Scientific American . 245 (4): 74– 82. Bibcode :1981SciAm.245d..74W. doi :10.1038/scientificamerican1081-74.
- ^ Weisberg, JM; Nice, DJ; Taylor, JH (2010). 「相対論的連星パルサーPSR B1913+16のタイミング測定」.アストロフィジカルジャーナル. 722 (2): 1030– 1034. arXiv : 1011.0718 . Bibcode :2010ApJ...722.1030W. doi :10.1088/0004-637X/722/2/1030. S2CID 118573183.
- ^ 「プレスリリース：1993年ノーベル物理学賞」ノーベル賞。1993年10月13日。 2014年5月6日閲覧。
- ^ Stairs, Ingrid H. (2003). 「パルサータイミングによる一般相対性理論のテスト」Living Reviews in Relativity . 6 (1): 5. arXiv : astro-ph/0307536 . Bibcode :2003LRR.....6....5S. doi : 10.12942/lrr-2003-5 . PMC 5253800. PMID 28163640 .
- ^ Kramer, M.; et al. (2006 年 9 月 14 日). 「二重パルサーのタイミングによる一般相対性理論の検証」. Science . 314 (5796) (2006 年 10 月 6 日発行): 97– 102. arXiv : astro-ph/0609417 . Bibcode :2006Sci...314...97K. doi :10.1126/science.1132305. PMID 16973838. S2CID 6674714.
- ^ LIGO 科学コラボレーション – FAQ; セクション: 「では、LIGO の高度な検出器で発見が期待できますか?」および「LIGO の高度な検出器の何がそんなに違うのですか?」、2016 年2 月 16 日取得
- ^ 「Advanced LIGO で重力波検出に一歩近づく」 SPIE ニュースルーム2016 年1 月 4 日閲覧。
- ^ 「LIGO HanfordのH1が2時間の完全ロックを達成」。2015年2月。2015年9月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。2016年2月11日閲覧。
- ^ Abbott, Benjamin P.; et al. (LIGO Scientific Collaboration および Virgo Collaboration) (2020). 「Advanced LIGO および Advanced Virgo による重力波トランジェントの観測と位置特定への展望」Living Reviews in Relativity . 19 (1): 3. arXiv : 1304.0670 . Bibcode :2016LRR....19....1A. doi :10.1007/lrr-2016-1. PMC 5256041 . PMID 28179853.
- ^ ab Cho, Adrian (2016年2月11日). 「重力波を初めて発見した人物」. Science . doi :10.1126/science.aaf4039.
- ^ Castelvecchi, Davide (2016年1月12日). 「重力波の噂が過熱」Nature News . doi :10.1038/nature.2016.19161 . 2016年2月11日閲覧。
- ^ Castelvecchi, Davide (2016年2月16日). 「重力波: LIGO が勝利への道を切り開いた方法」. Nature . 530 (7590) (2016年2月18日発行): 261– 262. Bibcode :2016Natur.530..261C. doi : 10.1038/530261a . PMID 26887468.
- ^ ロストン、マイケル（2016年2月11日）。「LIGO、重力波、アインシュタインについて科学者が興奮気味に語る」 ニューヨーク・タイムズ。ISSN 0362-4331 。 2016年2月13日閲覧。
- ^ ストロム、マーカス（2016年2月12日）。「重力波：その音と科学者が熱狂する理由」シドニー・モーニング・ヘラルド。
- ^ ドレイク、ナディア（2016年2月12日）。「重力波は科学界で最も秘密にされていなかった」ナショナルジオグラフィック。2016年2月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ Twilley, Nicola (2016年2月11日). 「重力波は存在する: 科学者がついに発見した裏話」.ニューヨーカー.
- ^ Allen, Bruce ; Buonanno, Alessandra ; Danzmann, Karsten (2016年2月11日)。「その信号はすぐに私たちの目に留まりました」(インタビュー)。インタビュー：Felicitas Mokler。マックス・プランク協会。 2016年2月11日閲覧。
- ^ Sarah Scoles (2016年2月11日). 「LIGOによる史上初の重力波検出が宇宙への新たな窓を開く」. WIRED .
- ^ ビリングス、リー（2016年2月12日）。「重力波天文学の未来」サイエンティフィック・アメリカン。 2016年2月13日閲覧。
- ^ Knapton, Sarah (2016年2月11日). 「科学者が重力波の主要発見を発表する瞬間」The Telegraph。2016年2月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ 重力波が地球に被害をもたらす可能性はあるでしょうか?
- ^ Blanchet, Luc (2014). 「ポストニュートン源とインスパイラルコンパクト連星からの重力放射」Living Reviews in Relativity . 17 (1): 2. arXiv : 1310.1528 . Bibcode :2014LRR....17....2B. doi : 10.12942/lrr-2014-2 . PMC 5256563 . PMID 28179846.
- ^ Campanelli, Manuela; Lousto, Carlos; Marronetti, Pedro; Zlohower, Yosef (2006). 「切除なしの周回ブラックホール連星の正確な進化」. Phys. Rev. Lett . 96 (11): 111101. arXiv : gr-qc/0511048 . Bibcode :2006PhRvL..96k1101C. doi :10.1103/PhysRevLett.96.111101. PMID 16605808. S2CID 5954627.
- ^ Blanchet, Luc; Detweiler, Steven; Le Tiec, Alexandre; Whiting, Bernard F. (2010). 「シュワルツシルト幾何学における円軌道の重力自己力のポストニュートン法と数値計算」. Physical Review D . 81 (6): 064004. arXiv : 0910.0207 . Bibcode :2010PhRvD..81f4004B. doi :10.1103/PhysRevD.81.064004. S2CID 119163802.
- ^ 「なぜ数値相対論なのか？」www.black-holes.org . SXS プロジェクト. 2016 年2 月 16 日閲覧。
- ^ ab Belczynski, Krzysztof; Holz, Daniel E.; Bulik, Tomasz; O'Shaughnessy, Richard (2016年6月23日). 「太陽質量40～100倍の2つの星の孤立進化から得られた初の重力波源」. Nature . 534 (7608): 512– 515. arXiv : 1602.04531 . Bibcode :2016Natur.534..512B. doi :10.1038/nature18322. ISSN 0028-0836. PMID 27337338. S2CID 1328036.
- ^ ab 「古代の星が地球に感じる時空津波を解き放った」news.nationalgeographic.com 2016年6月22日。2016年6月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年6月22日閲覧。
- ^ ラリー・マクニッシュ (2012 年 3 月 19 日)。 「RASC カルガリー センター - 星座」。2016 年12 月 16 日に取得。
- ^ Connaughton, V.; Burns, E.; Goldstein, A.; Briggs, MS; Zhang, B.-B.; et al. (2016). 「LIGO 重力波イベント GW150914 の Fermi GBM 観測」. The Astrophysical Journal . 826 (1): L6. arXiv : 1602.03920 . Bibcode :2016ApJ...826L...6C. doi : 10.3847/2041-8205/826/1/L6 . S2CID 41946613.
- ^ Savchenko, V.; Ferrigno, C.; Mereghetti, S.; Natalucci, L.; Bazzano, A.; et al. (2016年4月). 「重力波イベントGW150914に関連するガンマ線放出のINTEGRAL上限」. The Astrophysical Journal Letters . 820 (2): L36. arXiv : 1602.04180 . Bibcode :2016ApJ...820L..36S. doi : 10.3847/2041-8205/820/2/L36 . S2CID 3463753.
- ^ Tavani, M.; Pittori, C.; Verrecchia, F.; Bulgarelli, A.; Giuliani, A. (2016年4月5日). 「重力波イベントGW150914のAGILE観測」. The Astrophysical Journal . 825 (1): L4. arXiv : 1604.00955 . Bibcode :2016ApJ...825L...4T. doi : 10.3847/2041-8205/825/1/L4 . S2CID 29097240.
- ^ シーゲル、イーサン（2016年6月3日）。「NASAの大きな間違い：LIGOの合体ブラックホールは結局見えなかった」フォーブス。 2016年6月9日閲覧。
- ^ Greiner, J.; Burgess, JM; Savchenko, V.; Yu, H.-F. (2016年6月1日). 「GW 150914の0.4秒後に観測されたGBMイベントについて」. The Astrophysical Journal Letters . 827 (2): L38. arXiv : 1606.00314 . Bibcode :2016ApJ...827L..38G. doi : 10.3847/2041-8205/827/2/L38 . S2CID 118576283.
- ^ Connaughton, V.; Burns, E.; Goldstein, A.; Briggs, MS; et al. (2018年1月). 「LIGO重力波イベントGW150914と同時に観測されたフェルミGBMトランジェントの解釈について」. The Astrophysical Journal Letters . 853 (1): L9. arXiv : 1801.02305 . Bibcode :2018ApJ...853L...9C. doi : 10.3847/2041-8213/aaa4f2 . S2CID 3513893.
- ^ シーゲル、イーサン（2018年2月2日）。「結局、ブラックホールの合体はガンマ線バーストを引き起こすかもしれない」フォーブス。 2018年2月14日閲覧。
- ^ Woo, Marcus (2016年2月16日). 「LIGOのブラックホールは巨大な星の内部で生まれ、そして死んだのかもしれない」. New Scientist . 2016年2月17日閲覧。
- ^ ab Loeb, Abraham (2016年3月). 「LIGOが検出したブラックホール合体の電磁的対応物」.アストロフィジカルジャーナルレター. 819 (2): L21. arXiv : 1602.04735 . Bibcode :2016ApJ...819L..21L. doi : 10.3847/2041-8205/819/2/L21 . S2CID 119161672.
- ^ Gough, Evan (2016年2月18日). 「ガンマ線バーストはLIGOの重力波検出に伴って発生したのか?」Universe Today . 2016年2月19日閲覧。
- ^ ab Adrián-Martínez, S.; et al. (ANTARES Collaboration, IceCube Collaboration, LIGO Scientific Collaboration, Virgo Collaboration) (2016年2月12日). 「ANTARESとIceCubeによる重力波イベントGW150914の高エネルギーニュートリノ追跡探索」Physical Review D . 93 (12): 122010. arXiv : 1602.05411 . Bibcode :2016PhRvD..93l2010A. doi :10.1103/PhysRevD.93.122010. S2CID 119218254. 2016年2月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ Evans, PA; et al. (2016年4月6日). 「重力波源GW150914の迅速な追跡」. MNRAS . 460 (1): L40–L44. arXiv : 1602.03868 . Bibcode :2016MNRAS.460L..40E. doi : 10.1093/mnrasl/slw065 . S2CID 73710807.
- ^ Barish, Barry. 「重力波の探査に関する新たな成果、CERNコロキウム、2016年2月11日」 。 2016年3月18日閲覧。
- ^ LIGO Scientific Collaboration (2016). 「イベント GW150914 のデータリリース」。重力波オープンサイエンスセンター(データセット)。doi : 10.7935/K5MW2F23。
- ^ オーバーバイ、デニス（2016年5月3日）。「LIGO重力波研究者が300万ドルを分割」ニューヨークタイムズ。 2016年5月4日閲覧。
- ^ 「2016年グルーバー宇宙論賞」グルーバー財団。 2016年5月4日閲覧。
- ^ “Shaw Laureates 2016”. The Shaw Prize Foundation . 2018年4月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。2016年6月26日閲覧。
- ^ Clavin, Whitney (2016年6月1日). 「2016年Shaw賞がLIGO創設者に授与される」Caltech News。
- ^ 「2016年カブリ賞受賞の科学の先駆者9名」AAAS EurekAlert! 2016年6月2日2016年6月2日閲覧。
- ^ “2016年エンリコ・フェルミ賞”.ソシエタ イタリアーナ ディ フィシカ。
- ^ 「AASが2017年の賞と賞の受賞者を発表」アメリカ天文学会。2017年1月9日。 2017年1月21日閲覧。
- ^ 「2017年ノーベル物理学賞」ノーベル財団。2017年10月3日。 2017年10月3日閲覧。
- ^ Mack, Katie (2017年6月12日). 「ブラックホール、宇宙衝突、時空のさざ波」. Scientific American . 2017年7月1日閲覧。
- ^ 「重力波天文学」。アインシュタインオンライン。マックスプランク重力物理学研究所。2016年。2015年12月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年2月24日閲覧。
- ^ キャンプ、ジョーダン B.; コーニッシュ、ニール J. (2004)。「重力波天文学」。核 ・粒子科学年次レビュー。54 (2004 年 12 月発行): 525– 577。Bibcode :2004ARNPS..54..525C。doi : 10.1146 /annurev.nucl.54.070103.181251。S2CID 15478999。
- ^ Abbott, BP; et al. (LIGO Scientific Collaboration および Virgo Collaboration) (2016 年 6 月 15 日). 「GW151226: 22 太陽質量の連星ブラックホールの合体による重力波の観測」. Physical Review Letters . 116 (24): 241103. arXiv : 1606.04855 . Bibcode :2016PhRvL.116x1103A. doi :10.1103/PhysRevLett.116.241103. PMID 27367379. S2CID 118651851.
- ^ 「LISA Pathfinder が期待を上回る」elisascience.org. 2016年6月7日。2016年8月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年6月7日閲覧。
- ^ Abbott, Benjamin P. (2016年2月10日). 「GW150914周辺のAdvanced LIGO観測から推定される連星ブラックホール合体率」.アストロフィジカルジャーナルレター. 833 (1): L1. arXiv : 1602.03842 . Bibcode :2016ApJ...833L...1A. doi : 10.3847/2041-8205/833/1/L1 . S2CID 217879228.
- ^ O'Neill, Ian (2016 年 2 月 13 日)。「重力波を検出したが、それで何?」。News.Discovery.com。Discovery Communications, LLC。2016 年 3 月 17 日時点のオリジナルからアーカイブ。2016 年2 月 20 日閲覧。
宇宙の膨張速度や宇宙にどれだけのダークエネルギーが存在するかを、驚異的な精度で測定できるようになる。
- ^ Cooper, Keith (2016年2月21日). 「重力波は宇宙定数によって『赤方偏移』されているのか?」PhysicsWorld.com . Institute of Physics . 2016年2月20日閲覧。
- ^ 「ビッグバンのテスト：CMB」NASA。2014年12月5日。 2016年2月24日閲覧。
- ^ WW SALISBURY (1969). 「重力波の速度」. Nature . 224 (5221): 782– 783. Bibcode :1969Natur.224..782S. doi :10.1038/224782a0. S2CID 4259664.
さらに読む
- Calandrelli, Emily、Escher, Anna (2016 年 12 月 16 日)。「2016 年に宇宙で起きたトップ 15 の出来事」。TechCrunch。2016年12月 16 日閲覧。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、 GW150914に関連するメディアがあります。
- LIGOオープンサイエンスセンターによるGW150914データリリース
- GW150914の重力波モデリングマックスプランク重力物理学研究所によるWayback Machineで2016年3月5日にアーカイブされました
- 「初検出！」(PDF)。LIGOマガジン。第 8 号。2016 年 3 月。
- ビデオ: GW150914 発見記者会見 (71:29)国立科学財団(2016 年 2 月 11 日)
- ビデオ: 「ハンター - 重力波の検出」(11:47) マックス・プランク重力物理学研究所 (2016 年 2 月 22 日)
- ビデオ: 「LIGO がアインシュタインが予言した重力波を感知」(4:36)デニス・オーバーバイ、ニューヨーク・タイムズ(2016 年 2 月 11 日)
