KAGRAの現状 山元　一広 富山大学　理学部 2017/12/1 理論物理学セミナー @富山大学五福キャンパス 1 1 1 1.

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1 KAGRAの現状 山元　一広 富山大学　理学部 2017/12/1 理論物理学セミナー @富山大学五福キャンパス 1 1 1 1

2 Abstract KAGRAの現状 干渉計型検出器について 　　　単なるMichelson干渉計ではない 2 2 2 2 2 2 2 2

3 Abstract KAGRAの現状 干渉計型検出器について 単なるMichelson干渉計ではない 干渉計型検出器の歴史も少し振り返る 3

4 Abstract KAGRAの現状 干渉計型検出器について 単なるMichelson干渉計ではない 干渉計型検出器の歴史も少し振り返る
ノーベル賞はなぜこの3人なのか？ Rainer Weiss Barry C. Barish Kip S.Thorne 4 4 4 4 4 4 4 4

5 Gravitational wave 1916 : A. Einstein predicted gravitational wave (General relativity) A. Einstein(Wikipedia) 2015 : LIGO detected gravitational wave directly. By November 2017, papers for 6 events were published ! LIGO open science center 5 5 5 5 5 5 5 5

6 When gravitational wave comes...
6 6 6 6 6 6 6 6

7 Michelson干渉計で重力波を捉える
7 7 7 7 7 7 7 7

8 干渉計による検出を最初に提唱したのは誰か？
Brief early history of interferometer “300 years of gravitation”(1987) Cambridge University Press F.A.E. Pirani, Acta Physica Polonica 15 (1956) 389. Gedanken experiment of measurable properties of the Riemann tensor M.E. Gertsenshtein and V.I. Pustovoit Soviet Physics-JETP 16 (1962) 433. First explicit suggestion J. Weber, his lab note book (!), mid-1960’s. 8 8 8 8 8 8 8 8

9 干渉計による検出を最初に提唱したのは誰か？
Rainer Weiss, Quarterly Progress Report of Research Laboratory of Electronics of the Massachusetts Institute of Technology 105(1972)54.　　 　　　　First feasibility study　 (He also constructed interferometer) G.E. Moss, L.R. Miller, R.L. Forward, Applied Optics 10 (1971) 2495. 　 First operation result in referred paper 　　　　　　h= 2*10-16 /Hz 1/2 First detection : h= /Hz1/2 Physical Review Letters 116(2016)061102 9 9 9 9 9 9 9 9

10 Rainer Weiss 1932年 ベルリン（ドイツ）生まれ 幼少時両親とともにアメリカへ。 もう一つの重要な功績
1932年　ベルリン（ドイツ）生まれ 幼少時両親とともにアメリカへ。 もう一つの重要な功績 COBE(宇宙マイクロ波背景放射の精密測定および異方性の発見、2006年ノーベル賞)の主要メンバーの一人 2006年ノーベル賞受賞講演で名前登場 授賞式にも招かれている。 10 10 10 10 10 10 10 10

11 Michelson干渉計で重力波を捉える
Lh/2 L Lh/2 腕が長いほど腕の長さの変化が大きくなる。 ->大きい干渉計が必要 11 11 11 11 11 11 11 11

12 Michelson干渉計で重力波を捉える
腕が長いほど腕の長さの変化が大きくなる。 ->大きい干渉計が必要 しかし大きすぎてはいけない。 光の位相は光が干渉計に滞在する間の重力波を積分の分だけ回る。 ->干渉計の大きさは重力波の波長以下。 重力波の波長：重力波源のサイズ ->中性子星、ブラックホールは10km程度(周波数で10kHz程度)。他の源はもっと大きいだろう。 ->これより大きい干渉計でないといけない！ 12 12 12 12 12 12 12 12

13 Michelson干渉計で重力波を捉える
Rainer Weissのアイデア Herriott, D. R., and H. J. Schulte, Appl. Opt. 4, (1965) 883. 13 13 13 13 13 13 13 13

14 鏡を吊るす（地上の場合） Interferometric gravitational wave detector
Mirrors must be free and are suspended. S. Kawamura, Classical and Quantum Gravity 27 (2010) 14 14 14 14 14 14 14 14 14

15 検出器の原理的な雑音 Rainer Weissが 全部列挙し計算 している。 実際にこの雑音で 制限されるまでには 多大な努力が必要
Old version 15 15 15 15 15 15 15 15

16 Shot noise 光の位相の 量子的なゆらぎ 真空場とレーザーの 干渉で生じる。
真空場の大きさは（通常）決まっているのでレーザー光の振幅が大きいと位相揺らぎは小さくなる。->高パワーレーザーが必要 Old version 16 16 16 16 16 16 16 16

17 Shot noise Shot noise低減のため 通常ここには光が来ないようにする。 (余計な光があると真空場揺らぎとの
干渉が見えてしまう) 17 17 17 17 17 17 17 17

18 Shot noise Photo detectorに光が行かないようにするために
->感度の良い状態を保つために労力が必要 18 18 18 18 18 18 18 18

19 熱雑音 Thermal noise Mirrors and suspension are in heat bath.
Random energy flow from heat bath Old version Limit from statistical mechanics 19 19 19 19 19 19 19 19

20 熱雑音 Thermal noise of suspension and mirror 20 20 20 20 20 20 20 20

21 熱雑音 Rainer Weiss曰く ”冷却する以外に熱雑音を低減する方法はQが高い鏡と振り子をつくること”
Q値：（機械的）共鳴の幅。Qが高いと励起された振り子の振動や鏡の弾性振動は長く振動する。 Q= (減衰するまでの時間が周期のQ倍) 揺動散逸定理 熱雑音：熱浴からのat randomなエネルギー 散逸：熱浴へのエネルギーの受け渡し 散逸が小さい（Qが高い）と熱浴から孤立しており熱雑音も小さい。 21 21 21 21 21 21 21 21

22 地面振動 Vibration of ground shakes mirrors. Old version
Seismic noise limits sensitivity below 10 Hz. Sensitivity wall in low frequency region 22 22 22 22 22 22 22 22

23 地面振動 Rainer Weiss曰く ”地下の地面振動は小さい可能性がある。いままで報告された中で一番小さい地面振動は地下500mで測定されたもの” だがいずれにせよ…. 23 23 23 23 23 23 23 23

24 地面振動 Mirror displacement around 10Hz must be below 10-19 m/rtHz.
Seismic motion around 10Hz is m/rtHz even at Kamoka. At least 8 (in typical, 10) orders of magnitude vibration isolation is necessary ! 24 24 24 24 24 24 24 24

25 地面振動 Mirrors must be suspended because they should act
as like free mass. Otherwise, transfer function from gravitational wave to detector output is too small. “Suspended” mirror is also isolated from seismic motion. 25 25 25 25 25 25 25 25

26 地面振動 Mirrors are suspended. Slow motion Rapid motion Mirror follows
motion of support point. Rapid motion Mirror can not follow motion of support point. 26 26 26 26 26 26 26 26

27 地面振動 Rainer Weiss曰く ”重力波検出のための防振には一段でなくたとえば多段の振り子が必要”
VIRGO: Super Attenuator M. Punturo, GWDAW Rome 2010 Mirror 27 27 27 27 27 27 27 27

28 1970’s and 1980’s 欧米、日本に10m前後(高々100m)のプロトタイプ干渉計が作られ、技術開発や雑音低減が行われた。
Ronald Dreverによる新しい干渉計の方式とその発展 1931年スコットランド生まれ 他の重要な業績 Hughes- Drever実験 相対論(最初はマッハ原理)検証実験の一つ 質量と空間の一様性を調べる Philosophical Magazine. 6 (1961)683. 28 28 28 28 28 28 28 28

29 Michelson干渉計で重力波を捉える
Rainer Weissのアイデア Herriott, D. R., and H. J. Schulte, Appl. Opt. 4, (1965) 883. 29 29 29 29 29 29 29 29

30 新しい干渉計方式 Ronald Dreverのアイデア：Fabry Perot cavity 定在波（共鳴）がたつと光の
実行的な滞在時間が長くなる。 現在すべての干渉計型検出器が採用 in Lecture Notes in Physics (Springer- Verlag, Berlin), (1983) Vol. 124, pp. 321–338. 30 30 30 30 30 30 30 30

31 新しい干渉計方式 Ronald Dreverのアイデア：Fabry Perot cavity
鏡の位置が少しでもずれると定在波が消えてしまう。 制御が必要。どのように鏡の間の距離を測るのか？ 31 31 31 31 31 31 31 31

32 新しい干渉計方式 Ronald Dreverのアイデア：Fabry Perot cavity Pound Drever Hall法
(光の位相を変調する) 原子物理、時間標準でも 必須の技術 Appl. Phys. B 31(1983)97. 32 32 32 32 32 32 32 32

33 新しい干渉計方式 Shot noise低減のためには高パワーレーザーが必要 ->容易ではない。 光はレーザー光源に戻っていく
Ronald Drever Dark port (Shot noise) 33 33 33 33 33 33 33 33 33 33 33 33 33 33 33 33 33

34 新しい干渉計方式 Power recycling Fabry-Perot Michelson干渉計 Resonance
(Pound Drever Hall) Power recycling Ronald Drever Dark port (Shot noise) AIP Conf. Proc. 96(1983) 336. 34 34 34 34 34 34 34 34 34 34 34 34 34 34 34 34 34

35 新しい干渉計方式 Signal Recycling Resonant Sideband Extraction
B.J. Meers, Phys. Rev. D 38 (1998) 2317. J. Mizuno et al., Phys. Lett. A 175(1993)273. Photo detectorの前の鏡の 位置を調節することで 干渉計の重力波への 周波数応答を調節することが できる。 Power recycling ここにも鏡! 35 35 35 35 35 35 35 35 35 35 35 35 35 35 35 35 35 35 35 35 35 35 35 35 35 35

36 新しい干渉計方式 Beam splitterを含め7枚の光学素子 相対的な位置や角度の制御が常に必要
Pound Drever Hall法が制御のための信号の基礎 36 36 36 36 36 36 36 36 36 36 36 36 36 36 36 36 36 36 36 36 36 36 36 36 36 36

37 Kip S. Thorne登場 1940年 ユタ（アメリカ）生まれ 重力波の理論的研究 データ解析含む 重力波検出器の理論的研究
1940年　ユタ（アメリカ）生まれ 重力波の理論的研究 　データ解析含む 重力波検出器の理論的研究 　量子非破壊測定、熱雑音、散乱光雑音… 啓蒙書の執筆、映画の監修（Intersteller）…. 1979年：グラスゴー（スコットランド）からDreverを招聘。 1984年：LIGO計画スタート HeadはWeiss, Drever, Thorneの3人（トロイカ） ->計画は巨大となり、運営はより、むつかしいものに。 37 37 37 37 37 37 37 37

38 Barry C. Barish登場 1936年 ネブラスカ（アメリカ）生まれ 素粒子実験のいろいろな大型計画に携わる。
1936年　ネブラスカ（アメリカ）生まれ 素粒子実験のいろいろな大型計画に携わる。 Superconducting Super Colliderの 主要メンバーの一人だった ->SSCは打ち切り。 1994年：LIGOを率いることになる(2005年まで)。 International Liner Colliderのメンバーの一人 38 38 38 38 38 38 38 38

39 1990’ and 2000’ 大型干渉計型重力波検出器（第１世代）の建設と観測運転 感度は検出を期待できるものではない LIGO
4km Arms LIGO Hanford 600m Arms GEO600 VIRGO 3km Arms LIGO Livingston 4km Arms TAMA 300m Arms CLIO 100m Arms 39 39 39 39 39 39 39 39

40 2010’ 大型干渉計型重力波検出器（第２世代）の建設と観測運転 10倍の感度向上を目指す。初検出が成し遂げられた aLIGO
苔山　圭以子、重力波検出器の開発と重力波天文学 （大阪大学電気工学特別講義　2016年6月28日） 4km Arms aLIGO Hanford 600m Arms GEO600-HF Advanced VIRGO 3km Arms aLIGO Livingston 4km Arms KAGRA 3km Arms LIGO India 4km Arms 40 40 40 40 40 40 40 40

41 Bad news… Ronald Drever passed away on March 2017 …
Popular information on web of Nobel foundation 41 41 41 41 41 41 41 41

42 Next step (1)Better sensitivity : Plans for 3rd generation (10 times better sensitivity than current 2nd generation) (2)Many other detectors in 2nd generation for finer direction resolution KAGRA : 2nd generation detector in Japan (Kamioka) LIGO india 42 42 42 42 42 42 42 42

43 KAGRA key feature Underground site with small seismic motion
Cooled mirror and its suspension to reduce thermal noise -> 3rd generation adopts these idea. 43 43 43 43 43 43 43 43

44 KAGRA key feature Underground site with small seismic motion
Outside of mine <1 Hz (Outside of mine) =(Center of mine) >1 Hz >(Center of mine) Vertical motion is similar to horizontal one. Results of other locations are similar. K. Yamamoto, JGW-G , G 44 44 44 44 44 44 44 44 44

45 KAGRA key feature Underground site with small seismic motion
Inside of mine > 50 m Silent sufficiently ! Main mirrors 50 m from ground K. Yamamoto, JGW-G , G 45 45 45 45 45 45 45 45 45

46 KAGRA key feature Cooled mirror and its suspension
to reduce thermal noise サファイアの鏡をサファイアの ファイバで吊るす (1)低温でサファイアのQは高い (2)低温で熱伝導率が高い。これを利用して冷やす。 常温の干渉計では溶融石英。 優れた光学特性をもつうえ常温でのQは高い。しかし低温でQも熱伝導率も低い。 46 46 46 46 46 46 46 46

47 KAGRA key feature Cooled mirror and its suspension
to reduce thermal noise サファイアの鏡をサファイアの ファイバで吊るす (1)低温でサファイアのQは高い (2)低温で熱伝導率が高い。これを利用して冷やす。 常温の干渉計では溶融石英。 優れた光学特性をもつうえ常温でのQは高い。しかし低温でQも熱伝導率も低い。 47 47 47 47 47 47 47 47

48 KAGRA timeline Phase 2 Phase 1 300K 48 48 48 48 48 48 48 48

49 KAGRA timeline O1 O2 O3 LIGO, Virgo Observation
Paper was accepted (PTEP) Phase 2 Phase 1 300K 49 49 49 49 49 49 49 49

50 KAGRA timeline

51 KAGRA timeline いきなりフルの性能がでるのでなく徐々に感度をあげていく。 LIGOでさえまだ第２世代の目標に到達していない！

52 KAGRA timeline 感度向上の予測は むつかしいのですが….

53 KAGRA timeline https://arxiv.org/abs/1304.0670 こちらは最新の感度
Physical Review Letters 119(2017)

54 Vibration isolation and cryostat Vacuum ducts along laser beam
Design drawing with tunnel and cross section 2nd floor A. Hagiwara 14 m Shaft Clean booth Vacuum ducts along laser beam Cryostat 54 54 54

55 Vibration isolation and cryostat
A. Hagiwara Vibration isolation system (room temperature) Cryogenic payload (Mirror is on bottom side of payload) 55 55 55

56 Vibration isolation and cryostat
Finally, we installed this vibration isolation and cryogenic payload at one end station. A. Hagiwara Vibration isolation system (room temperature) Cryogenic payload (Mirror is on bottom side of payload) 56 56 56

57 Cryogenic payload Schematic view of cryo-payload Sapphire suspension
Pulse tube cryocoolers Pulse tube cryocoolers Sapphire fiber Cryo-payload Sapphire mirror (About 20K) 57 57 57

58 Cryogenic payload Outline of cryostat Cryogenic payload Mirror
to SAS Cryogenic payload Cryostat Stainless steel t20mm Diameter 2.6m Height ~3.6m M ~ 10 ton Mirror View ports 4 Low vibration cryocooler unit Cryo-coolers Pulse tube, 60Hz 0.9 W at 4K (2nd) 36 W at 50K (1st) Main LASER beam Remote valve unit S. Koike 58 58 58 58

59 Cryogenic payload 現在はクリーンブースが組み立てられここまで見通せない Cryostat 1.8m Cryo duct
Cryocooler (In total, four cryocoolers) Y front cryostat

60 Cryogenic payload Heat link Sapphire mirror 60 60 60

61 Vibration isolation and cryostat
Cryogenic payload A part of vibration isolation “Dummy”mirror and payload was cooled down (12K, initial cooling time is 23 days ->no unexpected heat load !) in summer 2017. 61 61 61

62 Vibration isolation and cryostat
Finally first cryogenic payload with sapphire mirror was installed in this week ! 62 62 62

63 Vibration isolation and cryostat
Finally first cryogenic payload with sapphire mirror was installed in this week ! 63 63 63

64 富山大学の貢献（１） Cooled mirror and its suspension to reduce thermal noise
サファイアの鏡をサファイアの ファイバで吊るす 吊るすためには耳という部品を貼り付ける必要がある。 この貼り付けを富山大学クリーンルーム（多目的ホール下）で行っている（今後新しい鏡が続々と来る）。 64 64 64 64 64 64 64 64

65 富山大学の貢献（１） Cooled mirror and its suspension to reduce thermal noise
サファイアの鏡をサファイアの ファイバで吊るす 吊るすためには耳という部品を貼り付ける必要がある。 この貼り付けを富山大学クリーンルーム（多目的ホール下）で行っている（今後新しい鏡が続々と来る）。 65 65 65 65 65 65 65 65

66 富山大学の貢献（１） Cooled mirror and its suspension to reduce thermal noise
サファイアの鏡をサファイアの ファイバで吊るす 吊るすためには耳という部品を貼り付ける必要がある。 この貼り付けを富山大学クリーンルーム（多目的ホール下）で行っている（今後新しい鏡が続々と来る）。 66 66 66 66 66 66 66 66

67 富山大学の貢献（１） Cooled mirror and its suspension to reduce thermal noise
サファイアの鏡をサファイアの ファイバで吊るす 吊るすためには耳という部品を貼り付ける必要がある。 この貼り付けを富山大学クリーンルーム（多目的ホール下）で行っている（今後新しい鏡が続々と来る）。 67 67 67 67 67 67 67 67

68 Vibration isolation 大石奈緒子、天文学会(2017/9) 68 68 68

69 Vibration isolation Phase 1に必要なものはETMX以外はほぼインストール。 防振系自体また光の調整を進めている。
大石奈緒子、天文学会(2017/9) 69 69 69

70 Vibration isolation 大石奈緒子、天文学会(2017/9) 70 70 70

71 Vibration isolation 大石奈緒子、天文学会(2017/9) 71 71 71

72 Vibration isolation 大石奈緒子、 天文学会(2017/9) 72 72 72

73 Vibration isolation 大石奈緒子、天文学会(2017/9) 73 73 73

74 Vibration isolation 大石奈緒子、天文学会(2017/9) 74 74 74

75 Current status of VIS Type-A
Y-End: Installed. Cooling test of the cryogenic payload is on going. X-End: Installation work is on going. Setting the Filter1 stage now. Type-B BS test hanging was finished. Real BS installation is on going. Type-Bp PR2 & PR3 have been installed. PRM installation is on going. 高橋竜太郎、 物理学会(2017/9) Bottom filter and dummy payload in Y-end. BS payload with assembly frame. Installation of PR2. 75 75 75

76 富山大学の貢献（２） 強度安定化 完全にdarkでないので強度の揺らぎと重力波信号が区別できない 1064nm Dark port
(Shot noise) 76 76 76 76 76 76 76 76 76

77 富山大学の貢献（２） 強度安定化 Powerの揺らぎが鏡へのback actionの揺らぎとなって鏡が揺れる 1064nm 77 77 77

78 富山大学の貢献（２） 強度安定化 Phase 1で必要 12月にインストール
Phase 2ではレーザーのパワーをあげる(40W)ことに対応する必要あり 1064nm 78 78 78 78 78 78 78 78 78

79 Intensity stabilization
University of Toyama 古畑貴行、強度安定化レビュー(2017/11/21)

80 Intensity stabilization
University of Toyama 古畑貴行、強度安定化レビュー(2017/11/21)

81 Intensity stabilization
University of Toyama 古畑貴行、強度安定化レビュー(2017/11/21)

82 富山大学の貢献（３） 腕のcavityとpower recycling cavityの両方のlock(制御の実現)は容易ではない
缶切りが缶の 中にある （三代木） Resonance (Pound Drever Hall) Power recycling Dark port (Shot noise) University of Toyama 82 82 82 82 82 82 82 82

83 富山大学の貢献（３） Green lock 532nmの光で一部の光学素子を制御。
そのうえでmain laser beamで全体の制御をかけてgreen laserをoff。 1064nm University of Toyama 83 83 83 83 83 83 83 83

84 富山大学の貢献（３） Green lock Phase 1では必要ながPhase 2では必須 これがないとなにも始まらない！
開発を急ピッチですすめている 1064nm University of Toyama 84 84 84 84 84 84 84 84

85 まとめ Einsteinの予言から100年を経てついに重力波が観測された。物理、天文として大きなmilestoneである。 KAGRA
第２世代検出器の観測精度をよりよいものにする 第３世代へのステップ LIGO, Virgoの次の観測(O3)は2018/9-2019/9。それにKAGRAも参加することを目指す。 2018/3まで：低温Michelson干渉計(すでにかなりの部分を インストールし、調整中) 2019春まで：Full configurationの建設 富山大学もkeyとなる部分で貢献している。

86 まとめ ノーベル賞 Rainer Weiss, Ronald Dreverが干渉計型検出器の基礎をつくりあげた。ここからの大きな逸脱はない。
理論（データ解析を含む）はKip S. Thorneによって進展をみた。またDreverのCaltech招聘し、 Rainer Weiss, Ronald Drever , Kip S. Thorneの3人体制で LIGOはスタートした。 Barry C. BarishによってLIGOは大型計画として体制を整え、初検出に成功した。

87 Thank you for your attention !
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