おとめ座干渉計

重力波の概念は1916年にアルバート・アインシュタインによって提唱されましたが^{[ 25 ]} 、重力波を検出するための本格的なプロジェクトが始まったのは1960年代後半になってからです^{[ 26 ]} 。最初のものはジョセフ・ウェーバーによって発明されたウェーバーバーでした^{[ 27 ]}。理論的には重力波を検出できるはずでしたが、実験はどれも成功しませんでした。しかし、重力波の研究に専念する研究グループの設立を促しました^{[ 28 ] 。}

大型干渉計検出器の構想は1980年代初頭に信憑性を増し始め、イタリアの研究者アダルベルト・ジアゾットとフランスの研究者アラン・ブリエがローマで出会った後、1985年にヴァーゴ計画が構想されました。ヴァーゴ計画を他の計画と区別する重要なアイデアは、低周波数（約10 Hz）をターゲットにすることでした 。ほとんどの計画は高周波数（約500  Hz）に焦点を当てていました。当時、低周波数の観測は不可能だと考える人が多く、1987年に初めて提案されたこの計画に着手したのはフランスとイタリアだけでした^{[ 29 ] [ 30 ]。}ヴァーゴという名前は、おとめ座銀河団にちなんですぐに付けられました。これは、私たちの銀河の外側から発生する重力波を検出するという計画の目的を象徴しています。^{[ 29 ]} CNRSとINFNの承認後、2000年までに観測を開始することを目指して、1996年に干渉計の建設が開始された。^{[ 31 ]}

Virgoの最初の目標は重力波を直接観測することであった。重力波の存在は、すでに30年にわたる連星パルサー1913+16の研究によって間接的に証明されていた。この連星パルサーの軌道周期の減少は、システムが重力波を放出することによってエネルギーを失っているという仮説と一致していた。^{[ 32 ]}

Virgo検出器は2000年代に初めて建設、試運転、運用され、期待された感度に達しました。これにより設計上の選択が検証され、巨大干渉計が広帯域の重力波を検出するための有望な装置であることが実証されました。^{[ 33 ] [ 34 ]}この段階は「初期Virgo」または「オリジナルVirgo」と呼ばれることもあります。^{[ 35 ] [ 36 ]}

最初のVirgo検出器の建設は2003年6月に完了し^{[ 37 ]}、4年間の試運転の後、2007年から2011年の間にいくつかのデータ収集期間（「サイエンスラン」）が続きました^{[ 38 ] [ 39 ]} 。これらのランの一部は、2つのLIGO検出器（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に所在）を使用して実施されました^{[ 40 ]} 。 2010年には、Virgoサスペンションシステムのアップグレードのために数か月間停止し、熱雑音を低減するために元の鋼鉄製のサスペンションワイヤーがガラス繊維に交換されました^{[ 41 ]} 。アップグレードされたサスペンションシステムで数か月間データ収集を行った後でも、重力波は観測されず、検出器はAdvanced Virgoの設置のために2011年9月に停止されました^{[ 42 ] 。}

アドバンスト・ヴァーゴ検出器は、感度（および信号を検出できる距離）を10倍に高めることを目指し、宇宙の1,000倍の体積を調査できるようにし、重力波の検出の可能性を高めた。^{[ 29 ] [ 43 ]}これは、最初の検出器で得られた経験と技術の進歩の恩恵を受けた。^{[ 43 ]}

アドバンスト・ヴァーゴ検出器は、初期のヴァーゴと同じ真空インフラを維持したが、干渉計のその他の部分はアップグレードされた。ミラータワーから発生する残留粒子を捕捉するため、各アームの両端に4つのクライオトラップが追加された。新しいミラーは直径35cm（14インチ）、重量40kg（88ポンド）と大型化され、光学性能も向上した。干渉計の制御に使用される光学素子は、吊り下げ式マウント上に真空状態で設置された。ミラーの収差をその場で補正するために、適応光学系が設置された。当初の計画では、最終構成でのレーザー出力は200Wに達すると予想されていた。 ^{[ 44 ]： 75}     

Advanced Virgoは2016年にコミッショニングプロセスを開始し、2017年8月1日に2つのLIGO検出器（Advanced LIGOと同様のアップグレードを受け、 2015年に最初の検出を行った）に加わった。Advanced検出器時代の観測「ラン」は、複数の検出器で観測時間を最大化することを目標にLVKコラボレーションによって計画され、O1からO5とラベル付けされている。VirgoはO2ランの終盤近くにこれらの観測に参加し始めた。LIGOとVirgoは2017年8月14日にGW170814信号を検出し、同年9月27日に報告された。これはLIGOとVirgoの両方で検出された最初の連星ブラックホール合体であり、Virgoにとっては最初の合体だった。^{[ 45 ] [ 46 ]}

GW170817は、2017年8月17日にLIGOとVirgoによって検出された。この信号は、互いに螺旋状に接近して合体する2つの中性子星の最後の数分間に発生したもので、観測された最初の連星中性子星合体であり、重力以外の手段で確認された最初の重力波観測であった。結果として生じたガンマ線バーストも検出され、光学望遠鏡は後に合体に対応するキロノバを発見した。 ^{[ 2 ] [ 47 ]}

さらなるアップグレードの後、Virgoは2019年4月に3回目の観測運用（O3）を開始しました。1年間続く予定でしたが^{[ 48 ]} 、 COVID-19パンデミックのため、2020年3月27日に予定より早く終了しました^{[ 49 ]}。

O3に続くアップグレードは、Advanced Virgo+ プログラムの一部であり、2 つのフェーズに分かれています。最初のフェーズは O4 ランの前に実施され、2 番目のフェーズは O5 ランの前に実施されます。最初のフェーズでは、より強力なレーザーの導入、 O3 で導入されたスクイージングの改善、信号リサイクルと呼ばれる新しい技術の実装によって量子ノイズの低減に重点が置かれました。また、ミラーの周囲に地震センサーも設置されました。2 番目のフェーズでは、レーザービームの形状を変更してミラー上のサイズを大きくし (エネルギーをより広い領域に分散させて温度を下げる)、ミラーのコーティングを改善することによって、ミラーの熱ノイズを低減しようと試みます。エンドミラーはより大きくなるため、サスペンションの改善が必要になります。2 番目のフェーズでは、最初のフェーズでの変更を基に、量子ノイズ低減のためのさらなる改善も期待されています。^{[ 50 ]}

第4観測ラン（O4）は2023年5月に開始予定で、最大2か月の試運転休止期間を含めて20か月間続く予定でした。^{[ 51 ]} 2023年5月11日、VirgoはO4の開始には参加しないと発表した。干渉計が期待される感度に達するほど安定しておらず、ミラーの1つを交換する必要があり、数週間の作業が必要だったためである。^{[ 52 ]} Virgoは、当初期待されていた80～115 Mpcではなく、ピーク感度が45 Mpcにしか達しなかったため、O4ランの最初の部分（2024年1月16日に終了したO4a）には参加しなかった。感度が50～55 Mpcで、2024年4月10日に開始されたランの2番目の部分（O4b）に参加した。 O4運用は、O5アップグレードの開発をより円滑に進め、ベラ・ルービン天文台の最初の運用と観測期間が重なるようにするため、2025年11月18日まで数回延長されました。この延長期間はO4cと呼ばれ（正式には2025年1月28日に開始され、4月と5月の2ヶ月間の休止期間が含まれます）、2026年2月現在、 2026年後半にはIR1と呼ばれる6ヶ月間の運用が計画されており、Virgoは利用可能であればIR1に参加する可能性がある。^{[ 51 ] [ 53 ]}

検出器は、O4 ランの後、ミラーコーティングの改善を含むアップグレードのために停止されました。5 番目の観測ラン (O5) は 2027 年末近くに開始される予定でしたが、現在見直し中です。当初 150 ～ 260 Mpc に設定されていた Virgo のターゲット感度は、O4 での性能を考慮して再定義されています。^{[ 51 ]}

O5期間後のVirgo施設の将来に関する公式な計画は発表されていないが、検出器の改良プロジェクトが提案されている。共同研究の現在の計画はVirgo_nEXTプロジェクトとして知られている。^{[ 54 ]}

一般相対性理論では、重力波は光速で伝播する時空の摂動です。重力波は時空をわずかに曲げ、光の経路を変えます。これはマイケルソン干渉計で検出できます。マイケルソン干渉計では、レーザーが直交する方向に進む2つのビームに分割され、それぞれの端にある鏡で反射されます。重力波が通過すると、2つのビームの経路がそれぞれ異なる形で変化します。その後、2つのビームは再結合され、結果として生じる干渉パターンがフォトダイオードで測定されます。誘起される変形は非常に小さいため、鏡の位置精度、レーザーの安定性、測定精度、および外部ノイズからの隔離が不可欠です。^{[ 56 ]}

装置の光源であるレーザーは、強力で周波数と振幅が安定していなければなりません。[ 57 ^{]これらの}仕様を満たすために、ビームは低出力で安定したレーザーから始まります。^{[ 58 ]}レーザーからの光は、その出力を100倍に増幅する複数の増幅器を通過します。最初のVirgo検出器の最後の構成では50ワット（W）の出力が達成され（Advanced Virgoアップグレード後のO3実行中に100Wに達しました）、 O4実行の開始時には130Wにアップグレードされる予定です。 ^{[ 50 ]}元のVirgo検出器はマスタースレーブレーザーシステムを備えており、「マスター」レーザーが高出力の「スレーブ」レーザーを安定させるために使用されます。マスターレーザーはNd:YAGレーザーで、スレーブレーザーはNd:YVO4レーザーでした。^{[ 37 ]} Advanced Virgo 設計では、システムの堅牢性を向上させるために、ファイバーレーザーとファイバーで構成された増幅段を使用しています。最終的な構成では、必要な出力を得るために 2 つのレーザーの光を組み合わせる予定です。 ^{[ 44 ] : 87 [ 59 ]}レーザーの波長は、オリジナルおよび Advanced Virgo 構成で 1064 ナノメートルです。^{[ 50 ]}    

このレーザービームは、入射システムを通過した後、干渉計に送られます。入射システムは、ビームの安定性を確保し、形状と出力を調整し、干渉計への入射位置を適切に調整します。入射システムには、入力モードクリーナーが含まれています。これは、周波数を安定させ、不要な光伝搬を除去し、レーザーのずれの影響を軽減することでビーム品質を向上させるように設計された、長さ140メートル（460フィート）の空洞です。また、光がレーザーに戻るのを防ぐファラデーアイソレーターと、干渉計に入る前にビームのサイズと位置を調整するモードマッチング望遠鏡も備えています。^{[ 44 ]： 93-96} 

各アームにある大きなミラーは、干渉計の最も重要な光学系です。これには、3 km (1.9 mi)の干渉計アームの両端にある 2 つのエンドミラーと、アームの始点付近にある 2 つの入力ミラーが含まれます。これらのミラーは、各アームに共振光空洞を形成し、光はビームスプリッターに戻る前に何千回も反射し、レーザー経路に対する信号の影響を最大化し^{[ 60 ]}、アーム内を循環する光のパワーを増大させます。これらのミラー (Virgo 用に設計) は、直径35 cm (14 in) 、厚さ20 cm (7.9 in)の円筒形で、非常に純度の高いガラスで作られています^{[ 44 ] : 173 [ 61 ]}製造工程では、光の拡散 (および損失) を防ぐために、ミラーは原子レベルで研磨されます。^{[ 62 ]}次に、反射コーティング（イオンビームスパッタリング^{[ 28 ]}で作られたブラッグ反射器）が追加されます。アームの先端にあるミラーは、入射光のほぼすべてを反射し、反射ごとに失われる光は0.002パーセント未満です。^{[ 63 ]}      

最終デザインには、他にも2つの鏡が含まれています。

• レーザーとビームスプリッターの間にあるパワーリサイクルミラー。ビームスプリッターに戻った光の大部分はレーザーに向かって反射されるため、このミラーは光をメイン干渉計に再注入し、アーム内のパワーを増加させます。
• 干渉計出力にある信号リサイクルミラーは、信号の一部を干渉計に再注入し（このミラーの透過率は40パーセントとなる予定）、別の共振器を形成する。このミラーを微調整することで、周波数帯域の一部で量子ノイズを低減し、他の部分でノイズを増加させることができる。これにより、干渉計を特定の周波数に同調させることが可能となる。広帯域構成を使用し、高周波と低周波でノイズを低減し、中間周波数でノイズを増加させる予定である。高周波でのノイズ低減は、コンパクト天体の合体直前と直後の信号の研究に特に重要である。^{[ 50 ] [ 28 ]}

地震ノイズがミラーまで伝播して振動を引き起こし、重力波信号を遮ってしまうのを防ぐため、ミラーは複雑なシステムで吊り下げられています。主ミラーは、一連の減衰器に取り付けられた4本のシリカ製の細いファイバー^{[ 65 ]}で吊り下げられています。このスーパー減衰器は高さ約8メートル（26フィート）で、真空中に設置されています^{[ 66 ]} 。スーパー減衰器はミラーへの擾乱を抑制し、ミラーの位置と向きを精密に制御できるようにします。レーザービームを整形するために使用される入射光学系を備えた光学テーブルや、光検出に使用される光学ベンチなども、地震ノイズや音響ノイズを抑制するために真空中に吊り下げられています。Advanced Virgo構成では、重力波信号を検出し、干渉計を制御するために使用される計測機器（フォトダイオード、カメラ、および関連する電子機器）は、真空中に吊り下げられた複数のベンチに設置されています^{[ 44 ]： 477} 

スーパーアッテネータの設計は、それぞれが調和振動子である複数の振り子を連結することによって実現される地震ノイズの受動的減衰に基づいています。振り子には共振周波数（振り子の長さに比例して減少）があり、その周波数を超えるとノイズが減衰します。複数の振り子を連結すると、ノイズが12桁減少し、単一の長い振り子よりも高い共振周波数が導入されます。^{[ 67 ]}最も高い共振周波数は約2 Hzで、4 Hzから意味のあるノイズ低減が始まり^{[ 44 ] : 416}、約10 Hzで重力波を検出するために必要なレベルに達します。このシステムの制限は、共振周波数帯域（2 Hz未満）のノイズがフィルタリングされず、大きな振動が発生する可能性があることです。これは、地震ノイズを測定するセンサーと、ノイズを打ち消すためにスーパーアッテネータを制御するアクチュエータを含むアクティブ減衰システムによって緩和されます。^{[ 67 ]}    

アームキャビティ内の光の一部は、ビームスプリッターによって検出システムに向かって送られます。干渉計は「暗縁」付近で動作し、出力に送られる光はごくわずかです。ほとんどの光は入力に戻され、パワーリサイクルミラーによって収集されます。この光の一部は信号リサイクルミラーによって反射され、残りは検出システムによって収集されます。まず、光強度を測定するフォトダイオードに到達する前に、「高次モード」（通常はミラーの小さな欠陥から生じる、望ましくない方法で伝搬する光）^{[ 68 ]}をフィルタリングする出力モードクリーナーを通過します。出力モードクリーナーとフォトダイオードは真空中に吊り下げられています。^{[ 43 ]}

O3 ランでは、感度の主な制限の 1 つですが量子ノイズを低減するためにスクイーズド真空源が導入されました。標準真空をスクイーズド真空に置き換えると、ハイゼンベルクの不確定性原理により、ある量の変動が減少する代わりに、他の量の変動が増加します。Virgo では、その量は光の振幅と位相です。 ^{[ 70 ]}スクイーズド真空は、重力波検出器の黎明期にカールトン ケイブスによって 1981 年に提案されました。 ^{[ 71 ]} O3 ランでは、周波数に依存しないスクイージングが実装されました。スクイージングは​​すべての周波数で同じであり、ショット ノイズ(高周波数で支配的) を低減し、放射圧ノイズ (低周波数で支配的であり、装置の感度を制限しない) を増加させます。^{[ 72 ]}スクイーズド真空注入の追加により、高周波数での量子ノイズが 3.2 dB 低減され 、検出器のレンジが 5 ～ 8 パーセント増加しました。^{[ 70 ]} O3の技術と新しい285m（935フィート）のフィルターキャビティを組み合わせることで、より洗練されたスクイーズド状態が生成されます。 ^{[ 73 ]}この技術は周波数依存スクイーズングとして知られており、高周波数（放射圧ノイズが関係ない周波数）でのショットノイズを低減し、低周波数（ショットノイズが低い周波数）での放射圧ノイズを低減するのに役立ちます。^{[ 74 ] [ 75 ]} 

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  2015年に撮影されたヴァーゴ遺跡の航空写真。西側（上）と北側（右）の一部、そして様々な建物が写っている。
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  乙女座遺跡の入り口のパノラマ写真
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  長さ3キロメートル（1.9マイル）の北側の支流 
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  （正面）検出器制御室棟とローカルコンピュータセンター
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  中央棟には、計測機器の重要な構成要素のほとんどが収容されている。
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  モードクリーナーキャビティ（左側、レーザービームをフィルタリングする）と西側アーム

上空から見ると、Virgo検出器は、長さ3キロメートル（1.9マイル）の2本の垂直なアームを持つ「L」字型をしている。2本のアームの交点には中央の建物があり、レーザー、ビームスプリッター、入力ミラーなど、Virgoの主要コンポーネントのほとんどが収容されている。西側のアームの横には、より短い空洞とそれに付随する建物があり、入力モードクリーナーが設置されている。各アームの端にある専用の建物には、エンドミラーが収容されている。西側のアームの南側には、オフィス、作業場、サイトのコンピューティングセンター、機器制御室などの追加の建物がある。^{[ 76 ]} 

アームの「トンネル」には、レーザービームが真空中を進むパイプが収められています。Virgoは、6,800立方メートル（1,800,000 USガロン）の容積を持つ、ヨーロッパ最大の超高真空設備の一つです。^{[ 77 ]} 2本の3 km（1.9マイル）のアームは、直径1.2 m（3.9フィート）の長い鋼管でできており、目標残留圧力は約10億分の1気圧（元のVirgoの100分の1）です。残留ガス分子（主に水素と水）は、レーザービームの経路にほとんど影響を与えません。^{[ 44 ] : 525}アームの両端には大きなゲートバルブがあり、アームの超高真空を破ることなくミラー真空タワーで作業を行うことができます。ミラーと減衰器を含むタワーは、圧力の異なる2つのセクションに分かれています。^{[ 78 ]}チューブはベーキングと呼ばれる工程を経て、表面から不要な粒子を除去するために150 ℃（302 °F）まで加熱されます。初期のVirgo設計ではタワーもベーキングされていましたが、現在は汚染を防ぐために極低温トラップが使用されています。^{[ 44 ]： 526}        

干渉計の出力が高いため、ミラーはレーザーによって誘発される加熱の影響を受けやすい（吸収率が極めて低いにもかかわらず）。これらの影響により、膨張や基板の屈折率の変化によって表面が変形し、干渉計から出力が漏れ、信号が乱れる可能性がある。これらの影響は、補助光源を通して光学収差を測定するハルトマン波面センサー^{[ 79 ]}と、ミラーの曲率半径を調整するCO2レーザー（ミラーの一部を加熱して欠陥を修正する）とリングヒーターの2つのアクチュエータを含む熱補償システム（TCS）によって考慮される。このシステムは、ミラー製造中に導入された永久欠陥である_「低温欠陥」も修正する。^{[ 80 ] [ 44 ]： 187-188} O3ラン中、TCSは干渉計内部の出力を15パーセント増加させ、干渉計から出る出力を2分の1に減少させた。^{[ 81 ]}

もう 1 つの重要な構成要素は、迷光 (表面での散乱や不要な反射によって干渉計の指定された経路から外れる光) を制御するシステムです。迷光と干渉計の主ビームとの再結合は、追跡やモデル化が難しい場合が多い重大なノイズ源となる可能性があります。迷光を軽減するためのほとんどの取り組みは、光学系の近くやチューブ内に配置された吸収板 (バッフルとして知られています) に基づいています。バッフルが干渉計の動作に影響を与えないように追加の予防措置が講じられています。^{[ 83 ] [ 84 ] [ 77 ]}

重力波に対する検出器の応答を推定し、信号を正しく再構成するには、キャリブレーションが必要です。これには、ミラーを制御された方法で動かし、その結果を測定することが含まれます。Virgo の初期時代には、主に、振り子に固定された磁石と相互作用する磁場を生成するために、コイルでミラーが吊り下げられた振り子を揺らすことによって、これが実現されました。 ^{[ 85 ]}この技術は O2 まで使用されました。O3 では、主要なキャリブレーション方法は光子キャリブレーション (PCal) でした。これは、補助レーザーを使用してミラーを放射圧で移動させることで結果を検証する二次的な方法でした。^{[ 86 ] [ 87 ]} O2 の終わりに、PCal の結果を検証するために、ニュートンキャリブレーション (NCal) と呼ばれる方法が導入されました。これは、ミラーから特定の距離に回転質量を配置して、重力を利用してミラーを動かすものです。^{[ 88 ] [ 87 ]} O4 の後半の開始時には、Ncal は PCal よりも優れた性能を発揮したため、主要なキャリブレーション方法になりました。 PCalは、NCalの結果を検証し、NCalではアクセスできない高周波を調査するために今でも使用されています。^{[ 82 ]}

この装置には、干渉計の出力と現場のセンサーで測定されたデータを管理し、ファイルに書き込み、データ分析のためにファイルを配布する効率的なデータ取得システムが必要です。この目的のために専用の電子ハードウェアとソフトウェアが開発されました。^{[ 89 ]}