地上からの干渉計重力波探査

LIGO-Indiaは、インドのアウンダに設置される単一干渉計の現在のプロジェクトであり、 LIGOと非常によく似た設計（LIGOコラボレーションの支援を受けている）を採用している。2023年にインド政府の承認を受け、2030年頃に完成予定である。^{[ 19 ]}

Cosmic Explorerは、米国国内の2つの異なる場所に設置された、それぞれ40  kmと20 kmの長さのアームを持つ2つの干渉計を特徴とする、第3世代検出器のプロジェクトです。LIGOと同様の設計に基づいており、2つのLIGO検出器の経験を活用し、はるかに長いアームの長さに合わせてスケールアップされています。現在、 NSFによる承認プロセスを受けています。承認されれば、2030年代末までに完成する予定です。^{[ 20 ]} 

アインシュタイン望遠鏡は、第3世代検出器のための欧州プロジェクトです。現在計画されているのは、3組の干渉計検出器からなる正三角形 に配置された3つの10kmアームを持つ設計で、地下に建設されます^{[ 21 ]} 。また、極低温ミラーも使用されます。現在の計画では、2026年に建設が開始され、2035年頃に完成する予定です。

ブラックホールや中性子星のような巨大でコンパクトな天体が連星系を形成し、互いに周回すると、重力波を放出し、エネルギーを失います。そのため、天体は互いに接近し始め、重力波の周波数と振幅が増加します。この合体現象の最初の段階は「インスパイラル」と呼ばれ、数百万年続くことがあります。最終的に2つの天体が合体し、単一のコンパクトな天体（一般的にはブラックホール）が形成されます。合体に対応する波形の部分は、振幅と周波数が最大となり、これらの系の数値相対性理論シミュレーションによってのみモデル化できます。ブラックホールの場合、合体後数秒間、新しいブラックホールが「安定」するまで信号が放出され続けます。この信号は「リングダウン」として知られています。現在の検出器は、ブラックホールと中性子星の連星合体の最終段階にしか感度がありません。現在観測できるのは、全過程の最後の数秒のみです（インスパイラル段階の終了、合体自体、およびリングダウンの一部を含む）。検出可能な信号の典型的な形状は、一部の鳥が発する音に似ており、振幅と周波数が急速に増加することから、「チャープ」として知られています。これまでに検出されたすべての重力波信号は、ブラックホールまたは中性子星の合体から発生しています。^{[ 22 ] [ 23 ]}

数ミリ秒から数秒間続く信号はすべて重力波バーストとみなされる。

超新星爆発（大質量星が寿命の終わりに重力崩壊を起こす現象）は、現在の干渉計で観測可能な重力波を放出する。 ^{[ 24 ]}マルチメッセンジャー検出（電磁波、重力波、ニュートリノ）は、超新星のプロセスとブラックホールの形成をよりよく理解するのに役立つだろう。^{[ 25 ]}

その他のバースト候補としては、中性子星の摂動^{[ 26 ]} 、ブラックホールとの遭遇^{[ 27 ]} 、一般相対性理論の非線形性から生じる「記憶」効果^{[ 28 ]}、または宇宙ひも^{[ 29 ]}などが挙げられる。ブラックホール降着円盤の不安定性や、超新星爆発で放出された物質の一部がコンパクト天体に向かって落下する際の新たに形成されたブラックホールや中性子星など、一部の現象は「長い」バースト（1秒以上）を生成する可能性もある^{[ 30 ] 。}

重力波には、粒子リング（下図参照）への影響から「プラス」と「クロス」と呼ばれる2つの「テンソル」偏光が存在すると考えられている。単一の重力波は通常、発生源の向きに応じて、これら2つの偏光の重ね合わせとなる。

さらに、重力理論の中には、2つの「ベクトル」偏光（xとy）と2つの「スカラー」偏光（「呼吸」と「縦方向」）という追加の偏光が存在することを認めているものもある。これらの追加の偏光を検出することで、一般相対性理論を超える物理学の証拠が得られる可能性がある。^{[ 54 ]}

偏光は複数の検出器を使用してのみ区別できます。2 つの LIGO 検出器がほぼ一致しているため、Virgo が導入されてから初めて適切に調査できるようになりました。^{[ 55 ]}これらはコンパクトなバイナリー合体から測定できますが、^{[ 56 ] [ 57 ]}確率的背景^{[ 58 ]}や連続波からも測定できます。^{[ 59 ]}現在の検出器の組み合わせにより、追加の偏光の存在または非存在を決定できますが、その性質は決定できません。すべての偏光を完全に分離するには、合計 5 つの独立した検出器が必要になります (現在の検出器設計では互いに区別できない縦偏光と呼吸偏光を除く^{[ 57 ]} )。^{[ 60 ]}

• 重力波の偏光が粒子リングに及ぼす影響
• 
  プラス偏光
• 
  交差偏光

一般相対性理論は、重力波も光波と同様に重力レンズ効果を受けると予測しています。つまり、重力波の軌道は、その経路付近にある質量のある物体（通常は銀河または銀河団）の存在によって曲げられます。 ^{[ 61 ]}これにより、波の振幅が増加したり、超新星の光で現在観測されているように、異なる時間に複数のイベントが観測されたりする可能性があります。このようなイベントは、近い将来、現在の検出器で検出できるほど頻繁に発生すると予測されています。^{[ 62 ]}マイクロレンズ効果も予測されています。^{[ 63 ]}レンズ効果のあるイベントを検出することで、非常に正確な位置特定が可能になり、重力の速度と偏光のさらなるテストも可能になります。^{[ 61 ]}

重力波は、宇宙論的パラメータ、特にハッブル定数を測定する新たな方法も提供する。${\displaystyle H_{0}}$これは宇宙の膨張率を表し、異なる測定方法による矛盾した測定値のため、その値は現在議論の的となっている。この方法の主な利点は、重力波信号から測定される光源の光度距離が、通常のように他の測定値や仮定に依存しないことである。測定には主に2つの方法がある。${\displaystyle H_{0}}$現在の重力波検出器では、重力波は以下のように検出されています。

• 重力波と電磁波信号の両方を含むマルチメッセンジャーイベントは、重力波信号で発生源までの距離を測定し、イベントが発生した銀河を特定してハッブルの法則を適用することで、その後退速度を測定することによって利用できる。^{[ 64 ]}
• 統計的処理は、観測された連星ブラックホール合体（この文脈ではしばしば「ダークサイレン」と呼ばれる）の集団に適用でき、その質量分布と${\displaystyle H_{0}}$;外部銀河カタログを解析に追加することで、測定精度を向上させ、光源の宿主候補を特定することもできます。^{[ 65 ]}

重力波信号の測定は、重力場が非常に強い環境（例えばブラックホールの近傍）で発生するため、一般相対性理論の結果を検証するための独自の視点を提供する。このような検証によって、一般相対性理論を超える物理現象や、モデルにおける潜在的な問題点が明らかになる可能性がある。^{[ 66 ]}

これらのテストには以下が含まれます: ^{[ 67 ] [ 68 ]}

• 信号のモデルを差し引いた後にデータに残る残差信号を探す。これは、信号の一部が一般相対性理論によって正しくモデル化されていないことを示している可能性がある。
• 合体からの信号がいくつかの基本的な仮定を満たしていることを確認する。例えば、システムの推定パラメータが信号の異なるフェーズ間で一貫していることを検証する（「インスパイラル合体リングダウン一貫性テスト」）。^{[ 69 ]}
• 重力波をシミュレーションするモデルに摂動を導入し、それがデータに適合するかどうかを検証する。
• 分散の可能性を調査する（一般相対性理論には存在しないが、代替理論には存在する）。^{[ 70 ]}
• 合体後の残骸を分析するには、残骸の質量とスピンによって完全に決定されると考えられる、合体後の信号位相（「リングダウン」）を測定する。このような測定結果は、合体中に重力波によって失われたエネルギーや残骸天体の性質を予測するのに役立つ。また、いくつかの仮想天体では、リングダウン信号の「エコー」が見られる可能性もある。
• （上記に示したような）非標準的な偏光を探しています。

重力波信号の解析に使用される様々なソフトウェアは、データ処理の多くのステップを包含することが多いため、通常は「サーチパイプライン」と呼ばれます。O3実行中、5つの異なるパイプラインがデータ内のイベント候補を特定し、短命な（「過渡的」な）重力波信号の観測リストをカタログ出版物に収集するために使用されました。そのうち4つ（GstLAL、PyCBC、MBTA、SPIIR）はコンパクト連星合体（CBC、これまでに検出された唯一のタイプのイベント）の検出に特化しており、5つ目のパイプライン（cWB）はあらゆる過渡的信号を検出するように設計されています。 5 つのパイプラインはすべて、実行中（「オンライン」）には低遅延アラート システムの一部として、実行後（「オフライン」）には候補の重要性を再評価し、見逃された可能性のあるイベントを特定するために使用されました（オンラインでのみ実行された SPIIR を除く）^{[ 75 ]}一般的な「バースト」信号を探す oLIB パイプラインもアラートの生成に使用されましたが、カタログには使用されませんでした。^{[ 76 ] [ 77 ]}さらに、オンラインで実行するには計算コストが高すぎるため、実行後にバースト検索専用に使用されたパイプラインが 2 つあります。cWB によってイベントをさらに調査するために使用されたベイズ 技術を使用するパイプラインである BayesWave ^{[ 78 ]}と、長時間のバースト（1 秒以上）を特に探すように設計された STAMPS-AS ^{[ 30 ] [ 79 ]です。}

4 つの CBC パイプラインはすべて、ノイズの多いデータの中から既知の信号を最適な方法で検索するために使用される手法であるマッチド フィルタリングの概念に依存しています。この手法では、信号がどのようなものかを知る必要があるため、それをシミュレートするために使用されるモデルに依存します。妥当なモデルは存在しますが、コンパクトな合体のダイナミクスを支配する方程式の複雑さにより、正確な波形を生成することは困難です。新しい波形の開発は、依然として活発な研究分野です。^{[ 80 ] [ 81 ]}さらに、ソースは、1 つの特定の信号ではなく、異なる波形を生成する可能性のある広範囲のパラメータ (2 つのオブジェクトの質量とスピン、空の上の位置) をカバーしています。このため、研究者は、さまざまなパラメータに対応する多数の異なる波形を含む「テンプレート バンク」を生成するように促されます。バンクのタイトさ (検出数を最大化すること) と、すべてのテンプレートを使用して検索を実行するために使用できる限られた計算リソースの間で妥協する必要があります。このようなテンプレート バンクを効率的に生成する方法も、活発な研究分野です。^{[ 82 ]}検索中、(事前に計算された)テンプレートバンク内のすべての波形に対してマッチドフィルタリングが実行されます。

これら4つの検索手法は同じ技術を使用しているものの、データの処理方法においてそれぞれ異なる最適化と特性を持っている。具体的には、事象の重要度を推定する方法、実際の事象とグリッチを区別する方法、異なる検出器からのデータを統合する方法が異なり、また、使用するテンプレートバンクもそれぞれ異なっている。

cWB（コヒーレント波動バースト）パイプラインは異なるアプローチを採用しています。異なる検出器からのデータをグループ化し、共同解析を実行して、複数の検出器に同時に現れるコヒーレント信号を探します。バイナリーマージに対する感度は専用のCBCパイプラインよりも低いものの、信号の形状に関する仮定を必要としないため、あらゆる種類のソースからの信号を検出できるという強みがあります（そのため、「モデル化されていない」探索と呼ばれることが多いです）。^{[ 83 ]}

低遅延システムは、重力イベントが検出されたときに天文学者にアラートを生成するように設計されており、電磁波の対応現象が観測されることを期待しています。これは、さまざまな解析パイプラインからのイベント候補を重力波候補イベントデータベース (GraceDB) ^{[ 84 ]}に一元化することによって実現され、そこからデータが処理されます。イベントが十分に重要であると判断された場合、迅速な天球位置特定が行われ、数分以内に予備アラートが自律的に送信されます。ソースパラメータのより精密な評価と人間の検証の後、新しいアラートまたは撤回通知が 1 日以内に送信されます。^{[ 85 ]}アラートはGCNを介して送信され、GCN はガンマ線望遠鏡やニュートリノ望遠鏡、SciMMAからのアラートも一元化します。^{[ 86 ] [ 87 ]} O3 実行中に合計 78 のアラートが送信され、そのうち 23 が後に撤回されました。^{[ 75 ]}

イベント検出パイプラインのいずれかによってイベントが検出されると、ソースのパラメータと測定の不確実性をより正確に推定するために、より詳細な分析が実行されます。O3 実行中は、Bilby や RIFT を含むいくつかの異なるパイプラインを使用してこれが実行されました。これらのパイプラインは、MCMCやネストされたサンプリングなどのベイズ法を使用して不確実性を定量化します。^{[ 75 ]}

多くの天文学者が重力波検出器からの低遅延アラートを追跡調査しようとしている一方で、その逆も存在する。重力波放出を伴うと予想される電磁イベントは、より詳細な探索の対象となる。これらの主要なターゲットの1つはガンマ線バーストである。これらは超新星（2秒以上続く「長い」バースト）と中性子星を含むコンパクト連星合体（「短い」バースト）に関連していると考えられている。^{[ 88 ]}特に2つの中性子星の合体は、 GW170817イベントでガンマ線バーストと重力波の両方に関連していることが確認されている。^{[ 43 ]}

ガンマ線バースト観測を対象とした検索は、CBC 用の pyGRB パイプライン^{[ 89 ]}を使用して過去の実行のデータに対して実行され、通常の検索と同様の方法を使用しましたが、バーストの時間を中心とし、ガンマ線観測所によって発見された空域のみを対象としました。モデル化されていない検索も、通常のモデル化されていない検索と同様の方法で X-pipeline パッケージを使用して実行されました。^{[ 90 ] [ 88 ]}

これらの探索に加えて、いくつかのパイプラインは重力波からのアラートと他の検出器からのアラートとの一致を探しています。特に、RAVENパイプラインは低遅延インフラストラクチャの一部であり、ガンマ線バーストイベントや他のソースとの一致を分析します。^{[ 91 ]} LLAMAパイプラインも、主にIceCubeからのニュートリノイベントとのそのような一致を特定することに特化しています。^{[ 92 ]}