LIGO

LIGO のコンセプトは、アルバート・アインシュタインの一般相対性理論の構成要素である重力波の存在を検証するために多くの科学者が行った初期の研究に基づいています。1960 年代から、ジョセフ・ウェーバーを含むアメリカの科学者、およびソ連の科学者ミハイル・ゲルツェンシュタインとヴラディスラフ・プストヴォイトは、レーザー干渉計の基本的なアイデアとプロトタイプを考案しました^[ 23 ] ^{[ 24 ]。1967年}に、MITのライナー・ワイスは干渉計の使用に関する分析を発表し、軍事資金でプロトタイプの構築を開始しましたが、運用開始前に中止されました^{[ 25 ]} 。1968年以降、キップ・ソーンはカリフォルニア工科大学で重力波とその発生源に関する理論的研究を開始し、重力波の検出はいずれ成功すると確信していました^{[ 23 ] 。}

プロトタイプの干渉計型重力波検出器（干渉計）は、1960年代後半にヒューズ研究所のロバート・L・フォワードとその同僚によって（ミラーは自由に揺れるのではなく、振動から隔離されたプレートに取り付けられていた）、1970年代にはMITのワイスによって（ミラーは自由に揺れ、その間で光が何度も反射した）、その後ドイツのガルヒングのハインツ・ビリングとその同僚によって、そしてスコットランドのグラスゴーのロナルド・ドレバー、ジェームズ・ホフとその同僚によって作られた。 ^{[ 26 ]}

1980年、NSFはMIT（ポール・リンゼイ、ピーター・ソールソン、ライナー・ワイス）が主導する大型干渉計の研究に資金を提供し、翌年、カリフォルニア工科大学は40メートルのプロトタイプを製作した（ロナルド・ドレバーとスタン・ウィットコム）。MITの研究により、1km スケールで十分な感度を持つ干渉計の実現可能性が確立された。^{[ 23 ] [ 27 ]}

NSF の圧力により、MIT と Caltech は、MIT の研究と Caltech、MIT、グラスゴー、ガルヒングでの実験作業に基づいて LIGO プロジェクトを主導するために協力するよう求められた。ドレバー、ソーン、ワイスは LIGO 運営委員会を結成したが、1984 年と 1985 年に資金提供を拒否された。1986 年までに、彼らは運営委員会を解散するよう求められ、ロクス E. フォークト(Caltech) が単独のディレクターに任命された。1988 年、研究開発提案が資金を獲得した。^{[ 23 ] [ 27 ] [ 28 ] [ 29 ] [ 30 ] [ 31 ]}

1989年から1994年にかけて、LIGOは技術的にも組織的にも進展しなかった。資金獲得のために政治的な努力が続けられた。^{[ 23 ] [ 32 ]}継続的な資金提供は1991年まで日常的に拒否され、その年に米国議会はLIGOの最初の1年間に2300万ドルの資金提供に同意した。しかし、資金を受け取るための要件は満たされず、承認もされず、NSFはプロジェクトの技術的および組織的基盤に疑問を呈した。^{[ 28 ] [ 29 ]} 1992年までに、LIGOは再編成され、ドレバーはもはや直接の参加者ではなくなった。^{[ 23 ] [ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]} NSFによるプロジェクトのレビューで、継続的なプロジェクト管理上の問題と技術的な懸念が明らかになり、1993年に正式に支出を凍結するまで資金が保留された。^{[ 23 ] [ 32 ] [ 35 ] [ 36 ]}

1994 年、関連する NSF 職員、LIGO の科学リーダー、および MIT と Caltech の学長との協議の後、Vogt は辞任し、Barry Barish (Caltech) が研究所長に任命され、^{[ 23 ] [ 33 ] [ 35 ]} NSF は LIGO が支援を受ける最後のチャンスがあることを明確にした。^{[ 32 ]} Barish のチームは、以前の提案を 40% 上回る予算で、新しい研究、予算、およびプロジェクト計画を作成した。Barish は NSF と National Science Board に、LIGO を進化型検出器として構築することを提案し、初期の LIGO で重力波の検出が可能であり、高度な LIGO で検出が確実であるとした。^{[ 37 ]}この新しい提案は NSF の資金提供を受け、Barish は主任研究者に任命され、増額が承認された。1994 年、予算 3 億 9500 万ドルの LIGO は、史上最大の NSF 資金提供プロジェクトとなった。このプロジェクトは、1994 年後半にワシントン州ハンフォードで、1995 年にルイジアナ州リビングストンで着工しました。1997 年に建設がほぼ完了する頃には、バリッシュのリーダーシップの下、LIGO 研究所と LIGO 科学コラボレーション (LSC) という 2 つの組織が設立されました。LIGO 研究所は、LIGO 運用および先進研究開発の下で NSF が支援する施設で構成されており、これには LIGO 検出器とテスト施設の管理が含まれます。LIGO 科学コラボレーションは、LIGO における技術的および科学的研究を組織するためのフォーラムです。これは、LIGO 研究所とは別の組織であり、独自の監督権限を持っています。バリッシュは、ワイスをこの科学コラボレーションの最初のスポークスパーソンに任命しました。^{[ 23 ] [ 28 ]}

2002年から2010年までのLIGOの初期運用では、重力波は検出されませんでした。2004年、バリッシュの下で、LIGO開発の次の段階（「Enhanced LIGO」と呼ばれる）のための資金と基礎が築かれました。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。^{[ 38 ] [ 39 ]} LIGO/aLIGO装置の研究開発作業の多くは、ドイツのハノーバーにあるGEO600検出器の先駆的な作業に基づいています。^{[ 40 ] [ 41 ]} 2015年2月までに、両方の場所で検出器がエンジニアリングモードになりました。^{[ 42 ]}

2015年9月中旬、「世界最大の重力波施設」は5年間かけて2億ドルを投じた大規模改修を完了し、総費用は6億2000万ドルとなった。^{[ 9 ] [ 43 ]} 2015年9月18日、Advanced LIGOは、初期のLIGO干渉計の約4倍の感度で最初の正式な科学観測を開始した。^{[ 44 ]}その感度は、 2021年頃に設計感度に達するまでさらに向上させる予定だった。。^{[ 45 ]}

測定対象の信号が非常に小さいため、LIGOプロジェクトでは多くの種類のノイズを慎重に測定、記録、除去してきました。機械的/地震ノイズ源は、ミラーや光子インジェクターなど、光学系内の物体を動かす可能性があります。電気的および磁気的ノイズは、永久磁石や電子機器を振動させる可能性があり、電波は干渉計制御の電子機器に結合する可能性があります。これらのノイズは、実際の信号をかき消したり、偽の信号を発生させたりする可能性があります。背景ノイズと未知のエラー（毎日発生）は10⁻²⁰のオーダーです^が、重力波信号は約10⁻²²です^。ノイズ低減後、信号対雑音比は約20を達成でき、世界中の他の重力波検出器と組み合わせるとさらに高くなります。^{[ 69 ]}

この装置の複雑さの多くは、これらの不要な結合を低減すること、および環境を監視してこれまで知られていなかったノイズ源を検出し、それらを軽減したり、重力波データへの影響を推定することにある。^{[ 70 ]}機器の慎重な絶縁以外にも、軽減方法には次のものが含まれる。

• 騒音源が近隣の人間の活動によって発生している場合は、人間の活動を調整または移転することができます。たとえば、LHOサイト近くの主要道路は、トラックによる振動を軽減するために再舗装されました。^{[ 71 ]}
• 騒音源が予測可能な場合、機器は騒音源を打ち消すように直接調整することができる。これは地球の潮汐にも当てはまる。
• ノイズ源が予測不可能であっても測定可能であり、かつ機器への影響が既知であれば、ノイズを記録して後で信号から差し引くことができる。これは地震活動にも当てはまる。

地震振動は騒音の主要な発生源であり、耐震絶縁や、サイト周辺の地震活動を高感度で記録することで軽減されます。高感度記録により、地震活動の影響を信号から差し引くことができます。地球の潮汐は、機器に大きな、しかし非常に予測可能な伸縮を引き起こしますが、これは予測される伸縮に基づいてチャンバーの位置やレーザー周波数を調整するシステムによって相殺されます。また、海洋嵐、ダムの運用、森林伐採、2km 離れた道路を走るトラック、制御室での足音など、地盤振動を引き起こす「微小地震」源も多数あります。強風下では、建物の壁が傾き、 壁から10m以内の床が変形して「傾斜ノイズ」が発生します。建物自体の熱膨張と収縮でさえ、きしみ音やドスンという音を発生させます。同様に、音響振動によって機器が揺れることもあります。これには、風、近くの車両、プロペラ機、 300m離れた建物のHVAC 、冷却ファンなどが含まれます。 ^{[ 71 ] [ 72 ] [ 73 ] [ 74 ]}その他の騒音源としては、暑い日にLN2クライオポンプに接続された霜で覆われたパイプをカラスがつついているケースがあります。^{[ 75 ]}一部の騒音は、原因が特定できない一時的なものです。^{[ 76 ]}

 電磁ノイズは電子機器や磁気機器と結合する可能性があります。そのような例としては、建物のヒーター、大型モーター、照明、またはサイトから最大 4 km 離れた比較的近い高圧送電線などが挙げられます。 ^{[ 71 ]}バークハウゼンノイズが関係していると考えられているため、aLIGO のノイズが重要な場所の磁石は、バークハウゼンノイズが低いサマリウムコバルトで作られています。^{[ 77 ]}

重力は遮蔽できないため、質量のある物体の運動は、LIGO のテスト質量に様々な重力引力を発生させる可能性があり、これは重力勾配ノイズまたはニュートンノイズと呼ばれます。これは、空気や土壌の密度の変化によって引き起こされる可能性があります。ミラーから 5 m 以内に歩く 1 人の人間の重力の影響でさえ、 すでにノイズ フロアに近づいており、LIGO コーナー ビルディングは、通常の運用中にすべてのテスト質量から人が少なくとも 10 m 離れるように設計されています。^{[ 78 ]}宇宙線イベントも検出器にノイズを発生させる可能性があります。^{[ 74 ]}

サイエンスラン5の完了後、初期LIGOは、Advanced LIGO向けに計画されていたものの、初期LIGOにも後付け可能な特定の技術でアップグレードされ、その結果、Enhanced LIGOと呼ばれる性能向上構成が実現した。^{[ 83 ]} Enhanced LIGOの改良点には、以下のようなものがある。

• レーザー出力の増加
• ホモダイン検出
• 出力モードクリーナー
• 真空内読み出しハードウェア

サイエンスラン6（S6）は、4km検出器の強化構成で2009年7月に開始されました 。^{[ 84 ]} 2010年10月に終了し、元の検出器の解体が始まりました。

2010年以降、LIGOは大規模なアップグレードのため数年間運用を停止し、LIGO観測所のインフラに新しいAdvanced LIGO検出器を設置した。

このプロジェクトは引き続き新たなメンバーを引きつけ、オーストラリア国立大学とアデレード大学がAdvanced LIGOに貢献し、2015年9月にLIGO研究所がAdvanced LIGO検出器を使用して最初の観測ラン「O1」を開始した時点で、LIGO科学コラボレーションには世界中で900人以上の科学者が参加していた。^{[ 9 ]}

最初の観測ランは、初期LIGOの約3倍の感度で動作し、^{[ 86 ]}ブラックホール-ブラックホール合体では最大80 Mpcまで、ピーク放射が低オーディオ周波数にあるより大きなシステムでははるかに高い感度で動作しました。^{[ 87 ] [ 88 ]}

2016年2月11日、LIGOと共同研究チームは重力波の最初の観測を発表した。^{[ 47 ] [ 67 ]} GW150914と名付けられた信号^{[ 67 ] [ 89 ]}は、アップグレード後のAdvanced LIGOのデータ収集開始からわずか2日後の2015年9月14日に記録された。^{[ 47 ] [ 90 ] [ 91 ]}これは、2つのブラックホールの内向き螺旋と合体、そして結果として生じた単一のブラックホールのその後のリングダウンに関する一般相対性理論^{[ 79 ] [ 80 ] [ 81 ]}の予測と一致した。この観測は、恒星質量ブラックホールの連星系の存在と、連星ブラックホールの合体の最初の観測を実証した。

2016年6月15日、LIGOは2015年12月26日3時38分（UTC）に記録された2番目の重力波イベントの検出を発表した。観測された信号の分析によると、このイベントは14.2太陽質量と7.5太陽質量の2つのブラックホールが14億光年離れた場所で合体したことによって引き起こされた。^{[ 50 ]}この信号はGW151226と名付けられた。^{[ 92 ]}

2回目の観測期間（O2）は2016年11月30日^{[ 93 ]}から2017年8月25日^{[ 94 ]}まで実施され、リビングストンはO1に比べて15～25%の感度向上（100 Mpc）を達成し、ハンフォードの感度はO1と同程度であった^{[ 88 ] [ 95 ]} 。この期間中、LIGOはさらにいくつかの重力波イベントを観測した。1月のGW170104 、 6月のGW170608、そして2017年7月から8月にかけての5つのイベントである。これらのうちいくつかはコラボレーションによっても検出された^{[ 96 ] [ 97 ] [ 98 ]。}重力的にのみ検出可能なブラックホールの合体とは異なり、GW170817は2つの中性子星の衝突から発生し、ガンマ線衛星や光学望遠鏡によって電磁的にも検出された^{[ 97 ] 。}

感度 111-134 Mpc の第 3 ラン (O3) ^{[ 99 ]}は 2019 年 4 月 1 日に開始され^{[ 100 ]}、2020 年 4 月 30 日まで続く予定でしたが、実際にはCOVID-19のため 2020 年 3 月に中断されました。^{[ 18 ] [ 101 ] [ 102 ]} 2020 年 1 月 6 日、LIGO は、2019 年 4 月 25 日に LIGO Livingston 検出器によって記録された、2 つの中性子星の衝突による重力波紋と思われるものの検出を発表しました。GW170817 とは異なり、このイベントでは光は検出されませんでした。さらに、LIGO Hanford 検出器が当時一時的にオフラインであり、イベントが のデータで見えるほど明るくなかったため、これは単一の観測所による検出として初めて公表されたイベントです。^{[ 103 ]}

第4観測期間（O4）は2022年12月に開始予定でしたが^{[ 104 ]}、2023年5月24日に延期され、2025年11月18日に終了しました^{[ 20 ] [ 105 ]} 。O4期間中、干渉計は感度で動作しました。155–175  Mpc、^{[ 20 ]}設計感度範囲内 連星中性子星現象の場合、160～190 Mpc 。 ^{[ 106 ]}

5回目の観測期間であるIR1は、現在2026年9月中旬から10月上旬の間に開始される予定で、6ヶ月間続く見込みです。この期間中は、LIGO検出器2台が稼働し、VirgoとKAGRAが利用可能であれば参加する予定です。^{[ 20 ] [ 105 ]}

LIGO-India、略してINDIGOは、LIGO研究所とインド重力波観測イニシアチブ（IndIGO）が共同で計画しているプロジェクトで、インドに重力波検出器を設置することを目的としています。LIGO研究所は、米国国立科学財団および英国、ドイツ、オーストラリアのAdvanced LIGOパートナーと協力し、計画されている3つのAdvanced LIGO検出器のうちの1つについて、設計とハードウェアのすべてを提供することを申し出ています。この検出器は、インドに建設される施設に設置され、インドの科学者チームによって設置、試運転、運用されます。

LIGO-Indiaプロジェクトは、LIGO研究所とLIGO-Indiaコンソーシアム（ガンディーナガル・プラズマ研究所、プネー大学間天文学・天体物理学センター、インドール・ラジャ・ラマンナ先端技術センター）との共同事業です。

重力波検出の世界的活動を拡大して効果的なグローバルネットワークを構築することは、LIGO の長年の目標でした。2010 年に、重力波国際委員会 (GWIC)が発行した開発ロードマップ^{[ 107 ]}では、干渉計検出器のグローバルアレイの拡張を最優先事項として追求することが推奨されました。このようなネットワークは、天体物理学者に、より堅牢な探索能力とより高い科学的成果をもたらします。LIGO 科学コラボレーションと Virgo コラボレーション間の現在の合意は、同等の感度を持つ 3 つの検出器をリンクし、この国際ネットワークの中核を形成しています。研究によると、インドの検出器を含むネットワークによる発生源の位置特定は、大幅な改善をもたらすことが示されています。^{[ 108 ] [ 109 ]}位置特定の平均の改善は、およそ 1 桁向上すると予測されており、空の特定の領域では大幅に改善されます。

NSFは、LIGOの予算が増加しない限り、この移転とそれに伴うスケジュールの遅延を容認する用意があった。したがって、検出器を収容するLIGOサイトと同等の研究所を建設するために必要なすべての費用は、ホスト国が負担しなければならなかった。^{[ 110 ]}最初の候補地は西オーストラリアのAIGOであったが、^{[ 111 ]}オーストラリア政府は2011年10月1日の期限までに資金提供を約束する意思がなかった。

2012年6月にインドと米国の間で行われた合同委員会会議で、インドでの設置場所が議論された。^{[ 112 ]}並行して、この提案はLIGOの資金提供機関であるNSFによって評価された。LIGO-Indiaプロジェクトの基本はLIGOの検出器の1つをインドに移設することであるため、この計画は既に進行中のAdvanced LIGOアップグレードの作業とスケジュールに影響を与えることになる。2012年8月、米国国立科学委員会は、ハンフォードの「H2」干渉計を設置しないことでAdvanced LIGOの範囲を変更し、代わりにLIGO-Indiaに送ることを想定して保管する準備を行うというLIGO研究所の要請を承認した。^{[ 113 ]}インドでは、このプロジェクトは承認と資金提供のために原子力エネルギー省と科学技術省に提示された。 2016年2月17日、LIGOが重力波の検出に関する画期的な発表をしてから1週間も経たないうちに、インドのナレンドラ・モディ首相は、内閣がLIGO-インドの巨大科学提案に「原則的な」承認を与えたと発表した。^{[ 114 ]}

インド西部マハラシュトラ州ヒンゴリ地区のアウンダ・ナグナート巡礼地近くの場所が選ばれた。^{[ 115 ] [ 116 ]}

2023年4月7日、LIGO-Indiaプロジェクトはインド政府内閣によって承認された。建設はマハラシュトラ州ヒンゴリ地区で開始され、費用は2600億インドルピーとなる予定である。^{[ 117 ]}

Enhanced LIGOと同様に、既存のAdvanced LIGO装置にもいくつかの改良が後付けされる予定です。これらはA+提案と呼ばれ、2019年からアップグレードされた検出器が2024年に稼働するまで設置が計画されています。^{[ 118 ]}これらの変更により、Advanced LIGOの感度はほぼ2倍になり、^{[ 119 ] [ 120 ]}探索される空間の体積は7倍になります。^{[ 121 ]}アップグレードには以下が含まれます。

• ミラーサスペンションシステムの改良。^{[ 122 ]}
• 鏡の反射率の向上。
• 周波数依存スクイーズドライトを使用することで、低周波数での放射圧と高周波数でのショットノイズを同時に低減し、
• 機械的損失を低減した改良型ミラーコーティング。 ^{[ 123 ]}

LIGO の最終出力光検出器は位相に感度があり、振幅には感度がないため、位相ノイズを減らし振幅ノイズを増やすように信号を圧縮し、その積の量子力学的限界を破ることなく実現できます。^{[ 124 ]}これは、単純な暗闇よりも関連パラメータにおいて静かな「圧縮真空状態」をダークポート (干渉計出力) に注入することによって行われます。このような圧縮アップグレードは、3 回目の観測実行前に LIGO の両サイトに設置されました。^{[ 125 ]} A+ の改良では、スクイーズ直交を高周波数 (50 Hz 以上) での位相圧縮から低周波数での振幅圧縮に回転させる追加の光共振器 が設置され、それによって低周波数の放射圧ノイズも軽減されます。

既存のLIGOサイトにおける第3世代検出器は、「LIGO Voyager」という名称で計画されており、感度をさらに2倍に向上させ、低周波カットオフを10  Hzに半減させる予定である。^{[ 126 ]}計画では、ガラスミラーと1064  nmレーザーを、 さらに大型の160 kgシリコン試験質量に置き換え、123 K（液体窒素 で達成可能な温度）まで冷却し、シリコンが透明になる1500～2200 nmの範囲のより長いレーザー波長に変更することになっている。（多くの文書では波長を1550 nmと想定しているが、これは最終決定ではない。）  

ボイジャーはA+のアップグレード版で、2027年から2028年頃に運用開始予定である。^{[ 127 ]}

より長いアームを持つ2つの大型観測所の設計は「コズミック・エクスプローラー」と呼ばれています。これはLIGOボイジャー技術に基づいており、LIGOタイプのL字型形状に似ていますが、アームの長さは20kmと40kmです。現在は地表に設置される予定です。10Hzを超える周波数ではアインシュタイン望遠鏡 よりも感度が高いですが、10Hz以下の周波数では感度が低くなります。^{[ 126 ]}