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 LISA宇宙船のアーティストによる構想 | |
| ミッションタイプ | 重力波観測 |
|---|---|
| オペレーター | 欧州宇宙機関 |
| Webサイト | 詳しくはこちら |
| ミッション開始 | |
| 発売日 | 2035年（予定）[1] |
| ロケット | アリアン6号 |
| 発射場 | クールー ELA-4 |
| 請負業者 | アリアンスペース |
| 軌道パラメータ | |
| 参照システム | 太陽中心説 |
| 半長軸 | 1 AU |
| 期間 | 1年 |
| エポック | 計画された |
レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、天体からの重力波[2] （時空の構造の小さなさざ波）を検出し、正確に測定するために計画されている宇宙探査機です。 [3] LISAは、初の専用の宇宙ベースの重力波観測所になります。レーザー干渉法を使用して重力波を直接測定することを目的としています。LISAのコンセプトは、地球のような太陽中心軌道を飛行し、各辺の長さが250万キロメートルの正三角形に配置された3機の宇宙船を特徴としています。衛星間の距離は、通過する重力波を検出するために正確に監視されます。[2]
LISAプロジェクトは、 NASAと欧州宇宙機関（ESA）の共同プロジェクトとして始まりました。しかし、2011年にNASAは、資金制限のため、欧州宇宙機関とのLISAパートナーシップを継続できないと発表しました[4] 。 [5]このプロジェクトは、 CERNの公認実験（RE8）です。[6] [7]当初、新重力波観測所（NGO ）として知られていた縮小版の設計は、 ESAの長期計画における3つの大規模プロジェクトの1つとして提案されました。[8] 2013年、ESAは2030年代の3つの大規模プロジェクトの1つのテーマとして「重力宇宙」を選択し、[9] [10]宇宙ベースの重力波観測所を打ち上げることを約束しました。
2017年1月、LISAが候補ミッションとして提案された。[11] 2017年6月20日、提案されたミッションは2030年代の目標承認を受け、ESAの主要な研究ミッションの1つとして承認された。[12] [13]
2024年1月25日、LISAミッションはESAによって正式に採択されました。この採択は、ミッションのコンセプトと技術が十分に進歩しており、宇宙船とその機器の建造を開始できることが認められたものです。[14]
LISAミッションは、光速で移動する時空の歪みである重力波を直接観測するために設計されています。通過する重力波は、空間自体をわずかに圧縮したり伸ばしたりします。重力波は宇宙のエネルギーイベントによって引き起こされ、他の放射線とは異なり、介在する質量に妨げられることなく通過できます。LISAの打ち上げにより、科学者の宇宙に対する認識に新しい感覚が加わり、通常の光では見えない現象を研究できるようになります。[15] [16]
信号の潜在的な発生源としては、銀河中心の巨大 ブラックホールの合体、 [17]極端質量比インスパイラルと呼ばれる小型コンパクト天体の周回する巨大ブラックホール、[18]コンパクト星の連星、 [19]そのような連星を周回する恒星下天体、 [20]および、ビッグバン直後の宇宙論的相転移などの宇宙論的起源の他の発生源、[ 21]および宇宙ひもや領域境界のような推測上の天体物理学的物体などが考えられる。[22]
ミッションの説明
LISAミッションの主な目的は、コンパクトな連星系と超大質量ブラックホールの合体によって生成される重力波を検出し、測定することです。LISAは、レーザー干渉計によって感知された腕の長さの差分変化を測定することで重力波を観測します。[23] 3機のLISA宇宙船にはそれぞれ2つの望遠鏡、2つのレーザー、2つのテストマス（それぞれ46 mm、約2 kgの金メッキされた金/プラチナの立方体）があり、他の2機の宇宙船に向けられた2つの光学アセンブリに配置されています。[11]これらはマイケルソンのような干渉計を形成し、それぞれが宇宙船の1つを中心にし、テストマスが腕の端を定義します。[24]月の軌道の10倍の大きさのこの配置全体は、太陽から地球までの距離と同じだが地球から20度遅れた太陽軌道上に配置される。また、3機の宇宙船の軌道面は黄道に対して約0.33度傾いており、その結果、三角形の宇宙船編隊の面は黄道面から60度傾いている。[23]編隊と地球の間の平均直線距離は5000万キロメートルとなる。[25]
試験質量にかかる光圧や太陽風などの非重力の力を排除するため、各宇宙船はゼロ抗力衛星として構築されています。試験質量は内部で自由に浮遊し、事実上自由落下しますが、周囲の宇宙船はこれらすべての局所的な非重力の力を吸収します。次に、静電容量センシングを使用して質量に対する宇宙船の位置を決定し、非常に正確なスラスタが宇宙船を調整して質量の中心を維持しながら追従します。[26]
腕の長さ
腕が長くなるほど、検出器は長周期重力波に対してより敏感になるが、腕より短い波長に対する感度は低下する（2,500,000 km は 8.3 光秒、つまり 0.12 Hz である [ LIGOのピーク感度は約 500 Hz であるのと比較]）。衛星は自由飛行するため、間隔は打ち上げ前に簡単に調整できるが、上限は干渉計の両端に必要な望遠鏡のサイズ（打ち上げロケットのペイロードフェアリングのサイズによって制限される）と衛星群の軌道の安定性（衛星群が大きいほど他の惑星の重力の影響に敏感になり、ミッションの寿命が制限される）によって決まる。補正しなければならないもう 1 つの長さに依存する要因は、入射レーザービームと出射レーザービームの間の「ポイントアヘッド角度」である。望遠鏡は、数秒前に相手がいた場所から入射ビームを受信し、数秒後に相手がいる場所に発信ビームを送信する必要があります。
2008年の当初のLISA提案では、500万キロメートル（5Gm）の長さの腕がありました。[27] 2013年にeLISAに縮小されたとき、100万キロメートルの腕が提案されました。[28]承認された2017年のLISA提案では、250万キロメートル（2.5Gm）の長さの腕があります。[29] [11]
検出原理
現代の重力波観測所のほとんどと同様に、LISA はレーザー干渉法に基づいています。その 3 つの衛星は巨大なマイケルソン干渉計を形成し、2 つの「トランスポンダー」衛星が反射器の役割を果たし、1 つの「マスター」衛星がソースと観測器の役割を果たします。重力波が干渉計を通過すると、波によって引き起こされる時空の歪みにより、2 つの LISA アームの長さが変わります。実際には、LISA は光の干渉によって 1 つのローカル レーザーと 1 つの遠方レーザー間の相対的な位相シフトを測定します。観測されたレーザー ビーム周波数 (戻りビーム) とローカル レーザー ビーム周波数 (送信ビーム) を比較することで、波のパラメーターがエンコードされます。レーザー干渉による衛星間距離測定の原理は、GRACE Follow-Onに搭載されたレーザー距離測定干渉計でうまく実装されました。[30]
地上の重力波観測所とは異なり、LISA はアームを固定された長さの位置に「固定」しておくことができません。その代わりに、衛星間の距離は毎年の軌道で大きく変化するため、検出器は絶えず変化する距離を追跡し、1 秒ごとに変化する距離の波長を数百万回カウントする必要があります。次に、信号は周波数領域で分離されます。1 日未満の周期の変化は重要な信号ですが、1 か月以上の周期の変化は無関係です。
この違いは、LISA が地上の検出器のような高精度のファブリ・ペロー共振アーム空洞や信号リサイクルシステムを使用できないことを意味し、長さ測定の精度が制限されます。しかし、アームの長さがほぼ 100 万倍長いため、検出される動きもそれに応じて大きくなります。
LISA パスファインダー
LISA Pathfinder (LPF)と呼ばれるESAのテストミッションは、テスト質量を（ほぼ）完全な自由落下条件に置くために必要な技術をテストするために2015年に打ち上げられました。[31] LPFは、1つの宇宙船で構成されており、LISA干渉計アームの1つが約38cm（15インチ）に短縮されているため、1つの宇宙船内に収まります。宇宙船は2016年1月22日に太陽中心軌道のラグランジュ点L1の運用位置に到達し、ペイロードのコミッショニングを受けました。[32]科学的研究は2016年3月8日に開始されました。[33] LPFの目標は、LISAに必要なノイズレベルの10倍のノイズレベルを実証することでした。しかし、LPFはこの目標を大幅に上回り、LISAの要件ノイズレベルに近づきました。[34]
科学の目標
重力波天文学は、重力波の直接測定を利用して天体物理システムを研究し、アインシュタインの重力理論を検証することを目指しています。重力波の間接的な証拠は、ハルス・テイラーパルサーなどのいくつかの連星パルサーの軌道周期の減少の観測から得られました。[36] 2016年2月、Advanced LIGOプロジェクトは、ブラックホールの合体からの重力波を直接検出したと発表しました。[37] [38] [39]
重力波を観測するには、2 つの条件が必要です。2 つのブラックホールの合体のような強力な重力波源と、極めて高い検出感度です。LISA のような機器は、100 万キロメートルの距離にわたって 20ピコメートル(ヘリウム原子の直径よりも小さい)の分解能で相対変位を測定でき 、約 1 ミリヘルツの低周波数帯域で 10 20分の 1 を超える歪み感度を実現する必要があります。
LISAのような検出器は、多くの天体物理学的に興味深い源を含む重力波スペクトルの低周波帯域に敏感です。[40]このような検出器は、私たちの銀河（天の川銀河）内の連星からの信号、 [41] [42]他の銀河の連星超大質量ブラックホールからの信号、[43]超大質量ブラックホールを周回する恒星質量コンパクトオブジェクトによって生成される極端質量比のインスパイラルとバーストを観測します。 [44] [45]また、宇宙論的相転移、宇宙ひも、宇宙論的インフレーション中に生成された原始重力波からの信号など、より推測的な信号もあります。[46]
銀河のコンパクト連星
LISA は、天の川銀河にある 2 つのコンパクトな恒星 (白色矮星、中性子星、ブラックホール)からなる近接連星から発せられるほぼ単色の重力波を検出できます。低周波では、これらの連星の数が非常に多いため、LISA データ解析の (前景) ノイズ源となることが予想されます。高周波では、LISA は約 25,000 個の銀河コンパクト連星を検出し、分解できると予想されます。この集団の質量、周期、位置の分布を研究することで、銀河系における連星系の形成と進化について知ることができます。さらに、LISA は、現在電磁気観測で知られている 10 個の連星を分解できます (さらに 1 平方度以内に電磁気的に対応する連星が 500 個以上見つかります)。これらの系を共同で研究することで、潮汐相互作用などによる、これらの系における他の散逸メカニズムについて推論できるようになります。[11]現在知られているLISAが解像できる連星の一つは、周期が6.91分の白色矮星連星ZTF J1539+5027で、これまでに発見された連星白色矮星の中で2番目に周期が短い連星です。[47] [48]
コンパクト連星の惑星
LISAは、白色矮星連星を周回する大型惑星や褐色矮星の存在も検出できる。天の川銀河におけるそのような惑星の検出数は、悲観的なシナリオでは17個、楽観的なシナリオでは2000個以上と推定されており、マゼラン雲における銀河系外惑星の検出も可能かもしれない。これは、太陽系外惑星の現在の他の検出方法の能力をはるかに超えるものである。[20] [49] [50]
巨大ブラックホールの合体
LISA は、太陽質量の 10 4から 10 7の間のチャープ質量を持つ 2 つの巨大なブラックホールの合体から発生する重力波を、赤方偏移z ≈ 10付近での最初の形成までさかのぼって検出することができます。最も保守的な人口モデルでは、このようなイベントが毎年少なくとも数回発生すると予想されています。より近い合体 ( z < 3) の場合、コンポーネントのスピンを決定できます。これは、コンポーネントの過去の進化に関する情報 (主に集積によって成長したのか、合体によって成長したのかなど) を運びます。星形成のピーク付近での合体 ( z ≈ 2) の場合、LISA は実際の合体の少なくとも 24 時間前に夜空で 100 平方度以内の合体を特定できるため、電磁望遠鏡で対応するものを探すことができ、合体後のクエーサーの形成を目撃できる可能性があります。[11]
極限質量比インスパイラル
極限質量比インスパイラル (EMRI) は、約 10 5太陽質量の大質量ブラックホールの周りをゆっくりと減衰する軌道上にある恒星コンパクト オブジェクト (< 60 太陽質量) で構成されます。(ほぼ) 最大限に回転するブラックホールの周りを順行軌道で回る理想的なケースでは、LISA はz =4 までこれらのイベントを検出できます。EMRI が興味深いのは、ゆっくりと進化し、約 10 5軌道を回り、合体する前に LISA の感度帯域で数か月から数年を過ごすためです。これにより、中心オブジェクトの質量とスピン、小さいオブジェクトの質量と軌道要素 (離心率と傾斜角) など、システムの特性を非常に正確に (最大 10 4分の 1 の誤差で)測定できます。EMRI は、ほとんどの銀河の中心と高密度の星団で定期的に発生すると予想されています。控えめな人口推定では、LISA で少なくとも 1 年に 1 つの検出可能なイベントが予測されています。[11]
中質量ブラックホール連星
LISA は、軽い方のブラックホールが中間ブラックホールの範囲 (太陽質量の 10 2から 10 4の間) にあるブラックホール連星合体から発せられる重力波も検出できます。両方の構成要素が太陽質量の 600 から 10 4 の間の中間ブラックホールである場合、LISA は赤方偏移 1 付近までのイベントを検出できます。中間質量ブラックホールが大質量ブラックホール (太陽質量の 10 4から 10 6の間) に螺旋状に変化する場合、イベントは少なくともz =3 まで検出できます。中間質量ブラックホールの集団についてはほとんどわかっていないため、これらのイベントの発生率を適切に推定することはできません。[11]
マルチバンド重力波天文学
最初の重力波検出であるGW150914の発表に続いて、同様のイベントが合体よりかなり前にLISAで検出可能であることが認識されました。[51] LIGOの推定イベント率に基づくと、LISAはLIGO検出帯域で数週間から数ヶ月後に合体する約100個の連星を検出し、分解すると予想されます。LISAは合体時刻を事前に正確に予測し、天空の1平方度でイベントの位置を特定することができます。これは、電磁波対応イベントの探索の可能性を大きく高めるでしょう。[11]
ブラックホールの基礎物理学
ブラックホールからの重力波信号は、より基本的な重力理論のヒントとなる可能性がある。[11] LISAは、暗黒エネルギーや暗黒物質に起因するアインシュタインの一般相対性理論の修正の可能性をテストすることができる。[52]これらは、例えば、重力波の伝播の修正や、毛深いブラックホールの可能性を通じて現れる可能性がある。[52]
宇宙の膨張を探る
LISAは、大質量ブラックホールの合体やEMRIの検出を通じて、比較的近い場所（z < 0.1）で発生するイベントの赤方偏移と距離を独立して測定することができます。その結果、宇宙距離ラダーの使用に依存しないハッブルパラメータ H 0の独立した測定が可能になります。このような決定の精度はサンプルサイズ、つまりミッション期間によって制限されます。ミッション寿命が4年の場合、H 0を絶対誤差0.01（km/s）/Mpcで決定できると予想されます。より広い範囲では、LISAイベントを（確率的に）電磁気的対応物と関連付けて、宇宙の膨張曲線をさらに制限することができます。[11]
重力波背景
LISAは、インフレーション、自発的対称性の破れに関連する一次宇宙論的相転移、宇宙弦など、さまざまな経路を通じて初期宇宙で生成された確率的重力波背景に敏感になります。 [11]
エキゾチックな情報源
LISAは、現在未知の（そしてモデル化されていない）重力波の発生源も探査します。天体物理学の歴史は、新しい周波数範囲/検出媒体が利用可能になると、新しい予期しない発生源が現れることを示しています。これには、たとえば宇宙ひものねじれや尖端が含まれます。[11]
記憶効果
LISAは重力波によって探査機の質量に生じる永久変位、いわゆる重力記憶効果に敏感である。 [53]
その他の重力波実験
図 1 : ビームスプリッター (緑の線) は、コヒーレント光 (白いボックスから) を 2 つのビームに分割し、ミラー (シアンの長方形) で反射します。各アームの 1 つの発信ビームと反射ビームのみが示され、わかりやすくするために分離されています。反射ビームは再結合し、干渉パターンが検出されます (紫色の円)。
図 2 : 左腕 (黄色) を通過する重力波は長さを変え、干渉パターンも変化します。
宇宙における重力波のこれまでの探査は、他の主要な科学的目的を持つ惑星探査ミッション（カッシーニ・ホイヘンスなど）によって短期間実施され、マイクロ波ドップラー追跡を使用して地球と宇宙船の距離の変動を監視していた。対照的に、LISAはレーザー干渉計を使用してはるかに高い感度を達成する専用ミッションである。[要出典] LIGO、Virgo、GEO600などの 他の重力波アンテナはすでに地球上で稼働しているが、低周波数での感度は、実用的な最大アーム長、地震ノイズ、および近くの移動質量による干渉によって制限されている。逆に、NANOGravはLISAには低すぎる周波数を測定する。異なるタイプの重力波測定システム（LISA、NANOGrav、地上検出器）は、異なる電磁波帯域（紫外線と赤外線など）の天文台と同様に、競合するのではなく補完し合っている。[54]
歴史
宇宙に打ち上げられる重力波検出器の最初の設計研究は、1980年代にLAGOS（宇宙での重力波観測用レーザーアンテナ）という名前で行われました。LISAは、1990年代初頭にESAにミッションとして初めて提案されました。最初はM3サイクルの候補として、後に「ホライゾン2000プラス」プログラムの「コーナーストーンミッション」として提案されました。10年が経つにつれて、設計は3機の宇宙船と3本の500万キロメートルのアームの三角形の構成に洗練されました。このミッションは、1997年にESAとNASAの共同ミッションとして提案されました。[55] [56]
2000年代には、ESA/NASA共同のLISAミッションが、ESAのCosmic Vision 2015-2025プログラムの「L1」スロットの候補として特定されました。しかし、予算削減のため、NASAは2011年初頭にESAのLクラスミッションのいずれにも貢献しないと発表した。それでもESAはプログラムを前進させることを決定し、L1候補ミッションにESAの予算内で飛行できる低コスト版を提示するように指示した。LISAの縮小版は、NGO (New/Next Gravitational wave Observatory)という名前で、長さ100万キロメートルのアームを2本だけ備えて設計された。NGOは科学的可能性の点で最も高い評価を受けていたにもかかわらず、ESAは木星氷衛星探査機(JUICE) をL1ミッションとして飛行させることを決定した。主な懸念事項の1つは、LISA Pathfinderミッションが技術的な遅延を経験しており、計画されているL1打ち上げ日までに技術が準備できるかどうか不確実であることだった。[55] [56]
その後すぐに、ESAは大型クラスのL2およびL3ミッションスロットのテーマを選択すると発表した。「重力宇宙」と呼ばれるテーマが、縮小されたNGOがeLISAと改名した架空のミッションとして策定された。[57] 2013年11月、ESAは「重力宇宙」をL3ミッションスロット（2034年打ち上げ予定）に選択したと発表した。[58] 2015年9月に地上検出器LIGOによる重力波の検出に成功した後、NASAはジュニアパートナーとしてミッションに再参加することに関心を示した。ESAが「重力宇宙」をテーマにしたL3ミッションのミッション提案を募集したことに応えて、[59] 2017年1月に、再びLISAと呼ばれる3本の250万キロメートルのアームを備えた検出器のミッション提案が提出された。[11]
2024年1月現在、LISAはアリアネ6号で2035年に打ち上げられる予定であり、[1]以前の発表より2年早い。[60]
参照
ウィキメディア・コモンズには、レーザー干渉計宇宙アンテナに関連するメディアがあります。
- アインシュタインを超えてプログラム– NASA
- ビッグバン・オブザーバー– LISAの後継機として提案
- 宇宙ビジョンプログラム – ESA
- デシヘルツ干渉計重力波観測所(DECIGO) – 日本の宇宙重力波観測所の提案
参考文献
- ^ ab 「時空の波紋を捉える：LISAがゴーサイン」ESA 2024年1月25日2024年1月25日閲覧。
- ^ ab 「eLISA、宇宙初の重力波観測所」。eLISAコンソーシアム。2013年12月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。2013年11月12日閲覧。
- ^ 「eLISA、パートナーおよび連絡先」。eLISAコンソーシアム。2013年12月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。2013年11月12日閲覧。
- ^ 「NASAウェブサイト上のLISA」NASA 2013年11月12日閲覧。
- ^ 「大統領の2012年度予算要求」NASA/米国連邦政府。2011年3月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。2011年3月4日閲覧。
- ^ 「CERNで認められた実験」。CERN科学委員会。CERN。2019年6月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年1月21日閲覧。
- ^ 「RE8/LISA: レーザー干渉計宇宙アンテナ」。CERN実験プログラム。CERN 。 2020年1月21日閲覧。
- ^ アマロ・セオアネ、ポー;アウディア、ソフィアン。ババク、スタニスラフ。ビネトリュイ、ピエール。ベルティ、エマヌエーレ。ボヘ、アレハンドロ。カプリーニ、キアラ。コルピ、モニカ。コーニッシュ、ニール・J;ダンツマン、カルステン。デュフォー、ジャン＝フランソワ。ゲイル、ジョナサン。ジェンリッチ、オリバー。ジェッツァー、フィリップ。クライン、アントワーヌ。ラング、ライアン・N;ロボ、アルベルト。リッテンバーグ、タイソン。マクウィリアムズ、ショーン・T;ネレマンス、ギス。プティトー、アントワーヌ。ポーター、エドワードK。シュッツ、バーナード・F;セサナ、アルベルト。ステビンズ、ロビン。サムナー、ティム。ヴァリスネリ、ミケーレ。ヴィターレ、ステファノ。ボロンテリ、マルタ。ヘンリー・ウォード（2012年6月21日）。 「eLISA/ NGOによる低周波重力波科学」。古典重力と量子重力。29 (12): 124016。arXiv : 1202.0839。Bibcode : 2012CQGra..29l4016A。doi : 10.1088/0264-9381/29/12 / 124016 .S2CID 54822413 。
- ^ 選択: 重力宇宙 ESA が次の大規模ミッションのコンセプトを決定 2016 年 10 月 3 日にWayback Machineにアーカイブされました。
- ^ 「ESAの目に見えない宇宙を研究する新たなビジョン」ESA 2013年11月29日閲覧。
- ^ abcdefghijklm 「LISA：レーザー干渉計宇宙アンテナ」（PDF） 。LISAコンソーシアム。2017年1月20日。 2017年10月17日時点のオリジナル（PDF）よりアーカイブ。2018年1月14日閲覧。
- ^ 「ヨーロッパがグランド・グラビティ・ミッションを選択」BBCニュース。2017年6月20日。
- ^ 「重力波ミッションが選定され、惑星探査ミッションが前進」2017年6月20日。 2017年6月20日閲覧。
- ^ 「時空の波紋を捉える：LISAがゴーサイン」ESA . 欧州宇宙機関. 2024年1月29日閲覧。
- ^ 「eLISA: Science Context 2028」。eLISAコンソーシアム。2014年10月21日時点のオリジナルよりアーカイブ。2013年11月15日閲覧。
- ^ 「重力波検出器、ビッグバン探査の準備完了」サイエンティフィック・アメリカン、2013年9月17日。
- ^ 宗派を参照。ポー、アマロ・セオアネで5.2 。アウディア、ソフィアン。ババク、スタニスラフ。ビネトリュイ、ピエール。ベルティ、エマヌエーレ。ボヘ、アレハンドロ。カプリーニ、キアラ。コルピ、モニカ。コーニッシュ、ニール・J.ダンツマン、カルステン。デュフォー、ジャン＝フランソワ。ゲイル、ジョナサン。ジェンリッチ、オリバー。ジェッツァー、フィリップ。クライン、アントワーヌ。ラング、ライアン N.ロボ、アルベルト。リッテンバーグ、タイソン。マクウィリアムズ、ショーン T.ネレマンス、ギス。プティトー、アントワーヌ。ポーター、エドワード K.シュッツ、バーナード F.セサナ、アルベルト。ステビンズ、ロビン。サムナー、ティム。ヴァリスネリ、ミケーレ。ヴィターレ、ステファノ。ボロンテリ、マルタ。 Ward, Henry ( 2012 年 1 月 17日)。「ELISA: ミリヘルツ領域における天体物理学と宇宙論」。GW Notes。6 :4。arXiv : 1201.3621。Bibcode : 2013GWN .....6....4A。
- ^ 宗派を参照。ポーのアマロ・セオアネで4.3 ;アウディア、ソフィアン。ババク、スタニスラフ。ビネトリュイ、ピエール。ベルティ、エマヌエーレ。ボヘ、アレハンドロ。カプリーニ、キアラ。コルピ、モニカ。コーニッシュ、ニール・J.ダンツマン、カルステン。デュフォー、ジャン＝フランソワ。ゲイル、ジョナサン。ジェンリッチ、オリバー。ジェッツァー、フィリップ。クライン、アントワーヌ。ラング、ライアン N.ロボ、アルベルト。リッテンバーグ、タイソン。マクウィリアムズ、ショーン T.ネレマンス、ギス。プティトー、アントワーヌ。ポーター、エドワード K.シュッツ、バーナード F.セサナ、アルベルト。ステビンズ、ロビン。サムナー、ティム。ヴァリスネリ、ミケーレ。ヴィターレ、ステファノ。ボロンテリ、マルタ。 Ward, Henry (2012年1 月 17日)。「ELISA: ミリヘルツ領域における天体物理学と宇宙論」。GW Notes。6 :4。arXiv : 1201.3621。Bibcode : 2013GWN .....6....4A。
- ^ 宗派を参照。ポーのアマロ・セオアネで3.3 ;アウディア、ソフィアン。ババク、スタニスラフ。ビネトリュイ、ピエール。ベルティ、エマヌエーレ。ボヘ、アレハンドロ。カプリーニ、キアラ。コルピ、モニカ。コーニッシュ、ニール・J.ダンツマン、カルステン。デュフォー、ジャン＝フランソワ。ゲイル、ジョナサン。ジェンリッチ、オリバー。ジェッツァー、フィリップ。クライン、アントワーヌ。ラング、ライアン N.ロボ、アルベルト。リッテンバーグ、タイソン。マクウィリアムズ、ショーン T.ネレマンス、ギス。プティトー、アントワーヌ。ポーター、エドワード K.シュッツ、バーナード F.セサナ、アルベルト。ステビンズ、ロビン。サムナー、ティム。ヴァリスネリ、ミケーレ。ヴィターレ、ステファノ。ボロンテリ、マルタ。 Ward, Henry (2012年1 月 17日)。「ELISA: ミリヘルツ領域における天体物理学と宇宙論」。GW Notes。6 :4。arXiv : 1201.3621。Bibcode : 2013GWN .....6....4A。
- ^ ab Danielski, Camilla; Korol, Valeriya; Tamanini, Nicola; Rossi, Elena Maria (2019). 「レーザー干渉計宇宙アンテナによる周連星系外惑星と褐色矮星」.天文学と天体物理学. 632 A113. arXiv : 1910.05414 . Bibcode :2019A&A...632A.113D. doi :10.1051/0004-6361/201936729.
- ^ 宗派を参照。ポー、アマロ・セオアネで7.2 。アウディア、ソフィアン。ババク、スタニスラフ。ビネトリュイ、ピエール。ベルティ、エマヌエーレ。ボヘ、アレハンドロ。カプリーニ、キアラ。コルピ、モニカ。コーニッシュ、ニール・J.ダンツマン、カルステン。デュフォー、ジャン＝フランソワ。ゲイル、ジョナサン。ジェンリッチ、オリバー。ジェッツァー、フィリップ。クライン、アントワーヌ。ラング、ライアン N.ロボ、アルベルト。リッテンバーグ、タイソン。マクウィリアムズ、ショーン T.ネレマンス、ギス。プティトー、アントワーヌ。ポーター、エドワード K.シュッツ、バーナード F.セサナ、アルベルト。ステビンズ、ロビン。サムナー、ティム。ヴァリスネリ、ミケーレ。ヴィターレ、ステファノ。ボロンテリ、マルタ。 Ward, Henry ( 2012 年 1 月 17日)。「ELISA: ミリヘルツ領域における天体物理学と宇宙論」。GW Notes。6 :4。arXiv : 1201.3621。Bibcode : 2013GWN .....6....4A。
- ^ 宗派を参照。 1.1アマロ・セオアネ、ポー;アウディア、ソフィアン。ババク、スタニスラフ。ビネトリュイ、ピエール。ベルティ、エマヌエーレ。ボヘ、アレハンドロ。カプリーニ、キアラ。コルピ、モニカ。コーニッシュ、ニール・J.ダンツマン、カルステン。デュフォー、ジャン＝フランソワ。ゲイル、ジョナサン。ジェンリッチ、オリバー。ジェッツァー、フィリップ。クライン、アントワーヌ。ラング、ライアン N.ロボ、アルベルト。リッテンバーグ、タイソン。マクウィリアムズ、ショーン T.ネレマンス、ギス。プティトー、アントワーヌ。ポーター、エドワード K.シュッツ、バーナード F.セサナ、アルベルト。ステビンズ、ロビン。サムナー、ティム。ヴァリスネリ、ミケーレ。ヴィターレ、ステファノ。ボロンテリ、マルタ。 Ward, Henry ( 2012 年 1 月 17日)。「ELISA: ミリヘルツ領域における天体物理学と宇宙論」。GW Notes。6 :4。arXiv : 1201.3621。Bibcode : 2013GWN .....6....4A。
- ^ ab 「eLISA: ミッションコンセプト」。eLISAコンソーシアム。2013年12月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。2013年11月12日閲覧。
- ^ 「eLISA: 距離測定」。eLISAコンソーシアム。2013年12月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。2013年11月12日閲覧。
- ^ 「eLISA: 主な特徴」。eLISAコンソーシアム。2013年12月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。2013年11月12日閲覧。
- ^ 「eLISA: dragfree operation」。eLISAコンソーシアム。2013年12月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。2013年11月12日閲覧。
- ^ Byer, Robert L. (2008 年 11 月 5 ～ 6 日)。LISA: 500 万キロメートルでの抗力のない編隊飛行(PDF)。スタンフォード 2008 位置航法および時間シンポジウム。SLAC。
- ^ Wang, Gang; Ni, Wei-Tou (2013年2月). 「eLISA/NGOのための時間遅延干渉計の数値シミュレーション」.古典重力と量子重力. 30 (6): 065011. arXiv : 1204.2125 . Bibcode :2013CQGra..30f5011W. doi :10.1088/0264-9381/30/6/065011. S2CID 118356648.
- ^ ニール・コーニッシュ、トラヴィス・ロブソン（2017年3月29日）。「新しいLISA設計による銀河連星科学」。Journal of Physics : Conference Series。840 （ 1 ）：012024。arXiv ： 1703.09858。Bibcode ： 2017JPhCS.840a2024C。doi ： 10.1088/1742-6596/840/1/012024。S2CID 119335855 。
- ^ Abich, Klaus; et al. (2019年7月19日). 「GRACE後継レーザー測距干渉計の軌道上性能」. Physical Review Letters . 123 (3): 031101. arXiv : 1907.00104 . Bibcode :2019PhRvL.123c1101A. doi :10.1103/PhysRevLett.123.031101. PMID 31386438. S2CID 195766777. 2023年2月3日閲覧。
- ^ 「ESA: Lisa Pathfinder の概要」。欧州宇宙機関。2013年11 月 12 日閲覧。
- ^ 「LISA Pathfinderのキューブから最初のロックが解放されました」。ESA。ESAプレスリリース。2016年2月3日。 2016年2月12日閲覧。
- ^ 「LISA Pathfinder begins its science mission」マックス・プランク重力物理学研究所。eLISA Science.org。2016年3月8日。2016年4月19日時点のオリジナルよりアーカイブ。2016年4月6日閲覧。
- ^ Armano, M.; et al. (2016). 「宇宙ベースの重力波観測所のサブフェムトg自由落下：LISAパスファインダーの結果」。Phys . Rev. Lett . 116 (23): 231101. Bibcode :2016PhRvL.116w1101A. doi : 10.1103/PhysRevLett.116.231101 . hdl : 2117/102419 . PMID 27341221.
- ^ Moore, Christopher; Cole, Robert; Berry, Christopher (2013年7月19日). 「重力波検出器と発生源」。2014年4月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2014年4月14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 .
- ^ Castelvecchi, Davide; Witze, Witze (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。
- ^ BP Abbott; et al. (2016). 「バイナリブラックホールの合体による重力波の観測」. Physical Review Letters . 116 (6): 061102. arXiv : 1602.03837 . Bibcode :2016PhRvL.116f1102A. doi :10.1103/PhysRevLett.116.061102. PMID 26918975. S2CID 124959784.
- ^ 「アインシュタインの予測から100年後に重力波を検出 | NSF – 米国科学財団」nsf.gov 。 2016年2月11日閲覧。
- ^ アマロ・セオアネ、ポー;アウディア、ソフィアン。ババク、スタニスラフ。ビネトリュイ、ピエール。ベルティ、エマヌエーレ。ボヘ、アレハンドロ。カプリーニ、キアラ。コルピ、モニカ。コーニッシュ、ニール・J;ダンツマン、カルステン。デュフォー、ジャン＝フランソワ。ゲイル、ジョナサン。ジェンリッチ、オリバー。ジェッツァー、フィリップ。クライン、アントワーヌ。ラング、ライアン・N;ロボ、アルベルト。リッテンバーグ、タイソン。マクウィリアムズ、ショーン・T;ネレマンス、ギス。プティトー、アントワーヌ。ポーター、エドワードK。シュッツ、バーナード・F;セサナ、アルベルト。ステビンズ、ロビン。サムナー、ティム。ヴァリスネリ、ミケーレ。ヴィターレ、ステファノ。ボロンテリ、マルタ。ヘンリー・ウォード（2012年6月21日）。 「eLISA/ NGOによる低周波重力波科学」。古典重力と量子重力。29 (12): 124016。arXiv : 1202.0839。Bibcode : 2012CQGra..29l4016A。doi : 10.1088/0264-9381/29/12 / 124016 .S2CID 54822413 。
- ^ Nelemans, Gijs (2009年5月7日). 「銀河重力波の前景」.古典重力と量子重力. 26 (9): 094030. arXiv : 0901.1778 . Bibcode :2009CQGra..26i4030N. doi :10.1088/0264-9381/26/9/094030. S2CID 11275836.
- ^ Stroeer, A; Vecchio, A (2006 年 10 月 7 日). 「LISA 検証バイナリ」.古典重力と量子重力. 23 (19): S809–S817. arXiv : astro-ph/0605227 . Bibcode :2006CQGra..23S.809S. doi :10.1088/0264-9381/23/19/S19. S2CID 9338900.
- ^ Flanagan, Éanna É. (1998). 「バイナリ ブラック ホールの合体からの重力波の測定。I. インスパイラル、合体、リングダウンの信号対雑音比」。Physical Review D . 57 (8): 4535–4565. arXiv : gr-qc/9701039 . Bibcode :1998PhRvD..57.4535F. doi :10.1103/PhysRevD.57.4535. S2CID 33309772.
- ^ Amaro-Seoane, Pau; Gair, Jonathan R; Freitag, Marc; Miller, M Coleman; Mandel, Ilya; Cutler, Curt J; Babak, Stanislav (2007 年 9 月 7 日). 「中間および極端質量比インスパイラル - 天体物理学、科学アプリケーション、LISA を使用した検出」.古典重力と量子重力. 24 (17): R113–R169. arXiv : astro-ph/0703495 . Bibcode :2007CQGra..24R.113A. doi :10.1088/0264-9381/24/17/R01. S2CID 37683679.
- ^ Berry, CPL; Gair, JR (2013年9月12日). 「銀河中心からの極端質量比バーストの予測」.王立天文学会月報. 435 (4): 3521–3540. arXiv : 1307.7276 . Bibcode :2013MNRAS.435.3521B. doi : 10.1093/mnras/stt1543 . S2CID 55334359.
- ^ Binétruy, Pierre; Bohé, Alejandro; Caprini, Chiara; Dufaux, Jean-François (2012 年 6 月 13 日). 「重力波と eLISA/NGO の宇宙論的背景: 相転移、宇宙ひも、その他の発生源」. Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 2012 (6): 027. arXiv : 1201.0983 . Bibcode :2012JCAP...06..027B. doi :10.1088/1475-7516/2012/06/027. S2CID 119184947.
- ^ コミュニティ、ネイチャー・リサーチ・アストロノミー（2019-07-24）。「知られている中で最も軌道周期が短い食連星を発見」ネイチャー・リサーチ・アストロノミー・コミュニティ。2019年8月1日閲覧。
- ^ 「ZTFは数分で死んだ星が互いに回転しているのを発見」Zwicky Transient Facility。2019年8月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年8月11日閲覧。
- ^ タマニニ、ニコラ; ダニエルスキ、カミラ (2019). 「LISA を使用した白色矮星連星を周回する太陽系外惑星の重力波検出」. Nature Astronomy . 3 (9): 858–866. arXiv : 1812.04330 . Bibcode :2019NatAs...3..858T. doi :10.1038/s41550-019-0807-y.
- ^ タマニニ、ニコラ; ダニエルスキ、カミラ (2019). 「LISA を使用した白色矮星連星を周回する太陽系外惑星の重力波検出」. Nature Astronomy . 3 (9): 858–866. arXiv : 1812.04330 . Bibcode :2019NatAs...3..858T. doi :10.1038/s41550-019-0807-y.
- ^ Sesana, Alberto (2016). 「GW150914後のマルチバンド重力波天文学の展望」. Phys. Rev. Lett . 116 (23): 231102. arXiv : 1602.06951 . Bibcode :2016PhRvL.116w1102S. doi :10.1103/PhysRevLett.116.231102. PMID 27341222. S2CID 118612123.
- ^ ab Enrico, Barausse; et al. (2020). 「LISAによる基礎物理学の展望」Gen. Rel. Grav . 52 (8): 81. arXiv : 2001.09793 . Bibcode :2020GReGr..52...81B. doi :10.1007/s10714-020-02691-1. S2CID 210921122.
- ^ Favata, Marc (2010-04-21). 「重力波メモリ効果」.古典重力と量子重力. 27 (8): 084036. arXiv : 1003.3486 . Bibcode :2010CQGra..27h4036F. doi :10.1088/0264-9381/27/8/084036. ISSN 0264-9381. S2CID 28414218.
- ^ Conover, Emily (2023年9月15日). 「科学者は重力波を見つける2つの方法を持っています。ここに他のアイデアがあります」。sciencenews.org 。2023年9月17日閲覧。
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じように、重力波もスペクトル、つまりさまざまな波長で存在します。異なる波長は異なるタイプの宇宙の起源を示し、異なる種類の検出器を必要とします。
- ^ ab 「重力宇宙（科学テーマ）」（PDF）。モニカ・コルピ。ビコッカ大学。2014年2月4日。 2018年1月14日閲覧。
- ^ ab 「eLISA (または NGO): 新しい LISA」(PDF)。ギス・ネレマンスラブール大学にじめげん。 2012年。2018 年1 月 14 日に取得。
- ^ Danzmann, Karsten; eLISAコンソーシアム（2013年5月24日）。「重力宇宙」。arXiv ： 1305.5720 [ astro-ph.CO]。
- ^ 「選択：重力宇宙 ESA が次期大型ミッションコンセプトを決定」マックス・プランク重力物理学研究所。2013 年 12 月 3 日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ 「ESA の科学プログラムにおける大型「L3」ミッション機会のためのミッションコンセプトの募集」
- ^ “LISA | ミッション概要”. ESA . 2021年11月8日. 2021年11月10日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2021年11月10日閲覧。
外部リンク
- 「eLISAコンソーシアムポータル」。2013年11月13日閲覧。
- 「ESA LISA ホームページ」 。2010年 8 月 13 日閲覧。
- 「LISA パスファインダーミッション」。2013年5月22日閲覧。
- 「LISA 国際科学チームのウェブサイト」。2010 年 7 月 21 日にオリジナルからアーカイブ。2010年 8 月 13 日に閲覧。
- 「NASA LISAホームページ」。2010年8月13日閲覧。
