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重力波検出器（重力波観測所で使用される装置）とは、重力波と呼ばれる時空の微細な歪みを測定するために設計されたあらゆる装置のことである。1960年代以降、様々な種類の重力波検出器が開発され、絶えず改良されてきた。現代のレーザー干渉計は、天体からの重力波を検出するのに必要な感度に達しており、重力波天文学の主要なツールとなっている。
重力波の最初の直接観測は、 2015年9月にAdvanced LIGO観測所によって行われ、恒星ブラックホールの合体連星から数千キロメートルの波長の重力波が検出されました。2023年6月には、4つのパルサータイミングアレイ共同研究グループが、おそらく多くの超大質量ブラックホール連星から発せられる、光年にわたる波長の重力波背景の最初の強力な証拠を発表しました。[ 1 ]
重力波の直接検出は、波が検出器に及ぼす影響が非常に小さいため複雑です。球面波の振幅は、発生源からの距離の逆数に反比例して減少します。そのため、合体する連星ブラックホールのような極端なシステムからの波でさえ、地球に到達するまでに非常に小さな振幅にまで減衰します。天体物理学者は、地球を通過する重力波の中には、LIGOサイズの装置で10⁻¹⁸m程度の差動運動を引き起こすものがあるかもしれないと予測しました。[ 2 ]
予想される波動を検出するシンプルな装置は、共振質量アンテナと呼ばれ、外部の振動から隔離された大きな金属の固体です。この種の装置は、最初のタイプの重力波検出器でした。入射する重力波によって空間に生じる歪みが、この物体の共振周波数を励起し、検出可能なレベルまで増幅される可能性があります。理論的には、近くの超新星は共振増幅なしでも観測できるほど強力かもしれません。しかし、2018年まで、アンテナを運用する研究者による観測の主張はいくつかあったものの、研究コミュニティに広く受け入れられるような重力波観測は、いかなるタイプの共振質量アンテナでも行われていません。
これまでに製造された共振質量アンテナには、室温棒状アンテナ、極低温冷却棒状アンテナ、極低温冷却球状アンテナの3種類がある。
最も初期のタイプは、ウェーバーバーと呼ばれる室温の棒状アンテナでした。これらは1960年代と1970年代に主流となり、世界中で多数建設されました。1960年代後半から1970年代前半にかけて、ウェーバーや他の何人かは、これらの装置が重力波を検出したと主張しましたが、他の実験者はこれらを使用して重力波を検出できず、ウェーバーバーは重力波を検出する実用的な手段ではないというコンセンサスが形成されました。[ 3 ]
1980年代から1990年代にかけて開発された第2世代の共振質量アンテナは、極低温バーアンテナ（ウェーバーバーとも呼ばれる）でした。1990年代には、AURIGA（イタリア、パドヴァ）、NAUTILUS（イタリア、ローマ）、EXPLORER（スイス、CERN）、ALLEGRO（米国、ルイジアナ州）、NIOBE（オーストラリア、パース）の5つの主要な極低温バーアンテナがありました。1997年、4つの研究グループが運営するこれら5つのアンテナは、国際重力イベントコラボレーション（IGEC）を結成し、共同研究を行いました。背景信号からの説明のつかない逸脱がいくつかありましたが、これらの検出器で重力波が観測されたという確証のある事例はありませんでした。
1980年代には、極低温バーアンテナであるALTAIRも存在し、室温バーアンテナであるGEOGRAVとともに、後のバーアンテナのプロトタイプとしてイタリアで建造された。GEOGRAV検出器の運用者は、（別の室温バーアンテナとともに）超新星SN1987Aから発せられる重力波を観測したと主張したが、これらの主張は広く受け入れられることはなかった。
これらの現代の極低温ウェーバーバーは、振動を検出するために超伝導量子干渉素子（ALLEGROなど）を使用して動作しました。干渉計アンテナが天体物理学的感度に達し始めた後も、イタリアのINFNに拠点を置く超極低温共振円筒形重力波検出器AURIGAのように、動作を継続したものもありました。AURIGAとLIGOのチームは共同観測で協力しました。[ 4 ]
2000年代には、第3世代の共振質量アンテナである球形極低温アンテナが登場した。2000年頃に4つの球形アンテナが提案され、そのうち2つは小型版として製作されたが、残りの2つは中止された。提案されたアンテナは、GRAIL（オランダ、MiniGRAILに小型化）、TIGA（米国、小型プロトタイプ製作）、SFERA（イタリア）、Graviton（ブラジル、Mario Schenbergに小型化）であった。
小型アンテナのMiniGRAILとMario Schenberg は、設計が似ており、共同で運用されています。MiniGRAIL はライデン大学に設置されており、精密に加工された1,150 kg (2,540 lb)の球体を極低温20 mK (−273.1300 °C; −459.6340 °F)に冷却したものです。[ 5 ]球形構成により、あらゆる方向で均一な感度が得られ、高真空を必要とする大型の線形デバイスよりも実験的にやや単純です。イベントは、検出器球の変形を測定することによって検出されます。MiniGRAIL は 2～4 kHz の範囲で非常に高感度であり、回転する中性子星の不安定性や小さなブラックホールの合体からの重力波の検出に適しています。[ 6 ]
現在の極低温共鳴質量検出器は、極めて強力な（したがって非常に稀な）重力波以外を検出するには感度が不十分であるというのが、現在の一般的な見解である。2020年現在、極低温共鳴アンテナによる重力波の検出は一件も行われていない。
より高感度な検出器は、レーザー干渉法を用いて、分離された「自由」質量間の重力波誘起運動を測定する。[ 7 ]これにより、質量を大きな距離で分離することが可能になり（信号サイズが増大する）、さらに、幅広い周波数範囲に感度がある（ウェーバーの場合のように共鳴付近の周波数だけではない）という利点もある。地上設置型の干渉計は現在稼働中である。
現在、地上設置型レーザー干渉計の中で最も感度が高いのは、LIGO（レーザー干渉計重力波観測所）です。LIGOは、2015年に重力波が初めて確認された場所として有名です。LIGOには2つの検出器があり、1つはルイジアナ州リビングストンに、もう1つはワシントン州リッチランドのハンフォードサイトにあります。それぞれ、長さ4kmの2本の光蓄積アームで構成されています。これらのアームは互いに90度の角度で配置されており、光は全長4kmにわたって直径1mの真空管を通過します。重力波が通過すると、一方のアームがわずかに伸び、もう一方のアームが縮みます。これはまさに、マイケルソン干渉計が最も感度が高い動きです。
たとえ腕がそれほど長くても、最も強い重力波でも腕の端と端の間の距離はせいぜい約 10⁻¹⁸ メートルしか変化しない。LIGO は、LIGOやVirgo、GEO600、TAMA 300などの他の検出器のアップグレードにより感度がさらに向上し、次世代の機器（Advanced LIGO PlusおよびAdvanced Virgo Plus）はさらに高感度になります。別の高感度干渉計（KAGRA）は2020年に運用を開始しました。 [ 8 ] [ 9 ]重要な点は、感度（到達範囲）が10倍になると、機器がアクセスできる空間の体積が1000倍になるということです。これにより、検出可能な信号が観測される頻度が、10年に1回から1年に数十回に増加します。
干渉計型検出器は、レーザーがランダムに光子を生成するために発生するショットノイズによって高周波域での性能が制限されます。降雨を例にとると、降雨量はレーザー強度と同様に測定可能ですが、雨粒は光子と同様にランダムなタイミングで落下するため、平均値の周囲で変動が生じます。これは、ラジオの静電気ノイズのように、検出器の出力にノイズを発生させます。さらに、レーザー出力が十分に高い場合、レーザー光子によって試験質量に伝達されるランダムな運動量によってミラーが振動し、低周波域の信号がマスキングされます。熱ノイズ（ブラウン運動など）も感度を制限する要因の一つです。これらの「定常的」（一定）ノイズ源に加えて、地上設置型検出器はすべて、地震ノイズやその他の環境振動、その他の「非定常的」ノイズ源によっても低周波域での性能が制限されます。機械構造物のきしみ音、落雷、その他の大きな電気的擾乱なども、ノイズを発生させて事象をマスキングしたり、事象を模倣したりする可能性があります。検出された事象が真の重力波イベントであるとみなされるためには、これらすべてを考慮に入れ、分析によって除外する必要がある。
LISAやDECIGOのような宇宙ベースの干渉計も開発されている。LISAの設計では、3つの試験質量が正三角形を形成し、各宇宙機から他の宇宙機へのレーザーによって2つの独立した干渉計が形成される。LISAは地球の後ろを回る太陽軌道に投入される予定で、三角形の各辺の長さは500万キロメートルである。これにより、検出器は地球上のノイズ源から遠く離れた優れた真空状態に置かれるが、ショットノイズや宇宙線および太陽風によるアーティファクトの影響を受ける可能性は依然として残る。
ある意味では、最も検出しやすい信号は定常的な発生源であるはずだ。超新星爆発や中性子星、ブラックホールの合体は振幅が大きく、より興味深い現象となるだろうが、発生する波はより複雑になる。回転する凹凸のある中性子星から放出される波は、音響学における純音のように「単色」となる。振幅や周波数はほとんど変化しないだろう。
Einstein @Homeプロジェクトは、SETI@homeと同様の分散コンピューティングプロジェクトで、この種の単純な重力波を検出することを目的としています。LIGOとGEOからデータを受け取り、それを小さな断片に分割して何千人ものボランティアに送信し、各自の自宅のコンピュータで並列解析を行うことで、Einstein@Homeは、通常よりもはるかに速くデータを選別することができます。[ 10 ]
重力波を検出する別のアプローチとして、欧州パルサータイミングアレイ[ 11 ]、北米ナノヘルツ重力波観測所[ 12 ]、パークスパルサータイミングアレイ[ 13 ]などのパルサータイミングアレイが用いられています。これらのプロジェクトでは、20～50個のよく知られたミリ秒パルサーのアレイからの入射信号に対する重力波の影響を調べることで、重力波を検出することを提案しています。地球を通過する重力波は、ある方向では空間を収縮させ、別の方向では空間を膨張させるため、それらの方向からのパルサー信号の到着時刻はそれに応じてずれます。これらのアレイは、空全体にわたって固定されたパルサー群を研究することで、ナノヘルツ範囲の重力波を検出できるはずです。このような信号は、合体する超大質量ブラックホールのペアから放出されると予想されています。[ 14 ]
2023年6月、上記の3つのパルサータイミングアレイと中国パルサータイミングアレイの4つのパルサータイミングアレイ共同研究グループが、ナノヘルツ重力波の確率的背景に関する独立だが類似した証拠を提示した。この背景の発生源はまだ特定されていない。[ 15 ] [ 16 ] [ 17 ] [ 18 ]
宇宙マイクロ波背景放射は、宇宙が十分に冷えて最初の原子が形成された時に残った放射であり、宇宙のごく初期の重力波の痕跡を含んでいる可能性がある。マイクロ波放射は偏光している。偏光のパターンは、EモードとBモードと呼ばれる2つのクラスに分けられる。これは、静電気学において電場（E場）の回転がゼロであり、磁場（B場）の発散がゼロであるという類似性に基づいている。Eモードはさまざまなプロセスによって生成されるが、Bモードは重力レンズ、重力波、または塵による散乱によってのみ生成される。
2014年3月17日、ハーバード・スミソニアン天体物理学センターの天文学者たちは、宇宙マイクロ波背景放射でインプリント重力波を検出したと発表し、これが確認されればインフレーションとビッグバンの強力な証拠となるだろうと述べた。[ 19 ] [ 20 ] [ 21 ] [ 22 ]しかし、2014年6月19日には、この発見を確認する自信が低下したと報告され、[ 23 ] [ 24 ] [ 25 ] 2014年9月19日にはさらに自信が低下したと報告された。[ 26 ] [ 27 ]最終的に、2015年1月30日、欧州宇宙機関は、この信号は完全に天の川銀河の塵に起因すると発表しました。 [ 28 ]
現在、重力波スペクトルの高周波側（10⁻⁷ ～ 10⁵ Hz）の検出に焦点を当てた検出器が2つあります。1つはイギリスのバーミンガム大学に、もう1つはイタリアのINFNジェノバにあります。3つ目は中国の重慶大学で開発中です。バーミンガムの検出器は、直径約1メートルの閉ループを周回するマイクロ波ビームの偏光状態の変化を測定します。2つが製造されており、現在、周期的な時空歪みに感度があると予想されています。振幅スペクトル密度として与えられる。INFNジェノバ検出器は、直径数センチメートルの2つの結合された球形超伝導調和振動子からなる共振アンテナである。振動子は（非結合時に）ほぼ等しい共振周波数を持つように設計されている。このシステムは現在、周期的な時空歪みに対して以下の感度を持つと予想されている。感度に達することが期待される重慶大学の検出器は、予測される典型的なパラメータが約 10 10 Hz (10 GHz) およびh約 10 −30～ 10 −31である、過去の高周波重力波を検出するように計画されています。
浮遊センサー検出器は、原始ブラックホールから発生する可能性のある、 10 kHz から 300 kHzの周波数の重力波を検出するために提案された検出器です。[ 29 ]これは、光共振器内で光学的に浮遊した誘電体粒子を使用します。[ 30 ]
ねじり棒アンテナ（TOBA）は、十字形にねじり振り子として吊り下げられた2本の細長い棒で構成される提案された設計であり、その差動角度は潮汐重力波の力に敏感である。
物質波に基づく検出器（原子干渉計）も提案され、開発が進められている。[ 31 ] [ 32 ] 2000年代初頭から提案が行われている。[ 33 ]原子干渉法は、現在の地上設置型検出器が低周波重力ノイズによって制限されている超低周波帯域（10 mHz～10 Hz）での検出帯域幅を拡張するために提案されている。 [ 34 ] [ 35 ] [ 36 ]物質波レーザーベース干渉計重力アンテナ（MIGA）と呼ばれる実証プロジェクトが、2018年にLSBB（フランス、ルストレル）の地下環境で建設を開始した。[ 37 ]
干渉計型重力波検出器は、使用される技術に基づいて世代に分類されることが多い。[ 40 ] [ 41 ] 1990年代と2000年代に展開された干渉計型検出器は、初期検出に必要な多くの基礎技術の実証の場であり、一般的に第1世代と呼ばれている。[ 41 ] [ 40 ] 2010年代に稼働した第2世代の検出器は、主にLIGOやVirgoなどの同じ施設で、極低温ミラーやスクイーズド真空の注入などの高度な技術でこれらの設計を改良した。[ 41 ] これにより、2015年にAdvanced LIGOによって重力波の最初の明確な検出が実現した。第3世代の検出器は現在計画段階にあり、検出感度の向上とアクセス可能な周波数範囲の拡大によって第2世代よりも改善することを目指している。これらの実験はすべて、数十年にわたって継続的に開発されている多くの技術を伴うため、世代による分類は必然的に大まかなものにすぎない。
光がスペクトル、つまりさまざまな波長で存在するのと同様に、重力波もスペクトルで存在します。波長が異なると、宇宙の起源の種類が異なり、異なる種類の検出器が必要になります。
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