Post on 02-Jan-2016
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DECIGO PF の物理
田中貴浩（京大理）
10–5 10–4 10–3 10–2 10–1 100 101 102 103 104
10–26
10–24
10–22
10–20
10–18
10–16
10–14
10–12
Frequency [Hz]
Str
ain
[1
/Hz1
/2]
小型重力波検出器小型重力波検出器 (6)(6)-- 感度の比較感度の比較 --
他の重力波検出器との比較本格的な将来計画と比較すると見劣りするが，過去のものよりはやや良い
ドップラートラッキングh ~10-15 (10-4-10-2 Hz)パルサータイミング h ~10-14 (10-8 Hz)
LCGTDECIGO (量子限界)基線長 108 m, マス100kg, レーザー光 10MW, テレスコープ径 3m
銀河系内連星バックグラウンド雑音
重力崩壊型超新星爆発
中性子星連星合体
大質量ブラックホール連星合体
銀河系内連星
初期宇宙からの重力波
(gw=10-14)
LISA
重力場変動雑音(地上検出器)
小型衛星検出器
Various sources of gravitational waves
Earth-based Interferometer• Binary
coalescence– -ray bursts
• Spinning NS– LMXB– SN remnant
• GW background• SN formation
– high kick velocitytaken from Cutler & Thorne (2002)
Various sources of gravitational waves
Space Interferometer
Taken from Cutler & Thorne (2002)
• Guaranteed binary sources– WD-WD– AM CVn– LMXB
• Supermassive BH– merger – formation from a s
uper massive star • Stochastic BG
– WD binary noise– primordial
特定のありそうなターゲットを探そうとすると難しい
昔のレビュー (Thorne 1980) を見ると、なにやら大きな h を通る線が引かれている。
このくらいの amplitudeのバーストが一ヶ月に一回以上あるというのは、物理屋の信念を根底から揺さぶるというラインのようだ。
Cherished Beliefs
シグナルの継続時間：観測時間:
ˆ
*
観測時間内にバーストを起こす確率
シグナルの継続時間：観測時間:
ˆ
*
• Inspiral
10–5 10–4 10–3 10–2 10–1 100 101 102 103 104
10–26
10–24
10–22
10–20
10–18
10–16
10–14
10–12
Frequency [Hz]
Str
ain
[
1/H
z1/2 ]
LCGTDECIGO(量子限界)
基線長 108 m, マス100kg, レーザー光10MW, テレスコープ径3m
銀河系内連星バックグラウンド雑音
重力崩壊型超新星爆発
中性子星連星合体
大質量ブラックホール連星合体
銀河系内連星
初期宇宙からの重力波
( gw=10-14)
LISA
重力場変動雑音(地上検出器)
小型衛星検出器
こういうところに来る inspiral は距離にすると kpc100/30 5/6
solMMd
どのくらいの制限が得られるか？
ちなみに primordial BH 連星を考えると、
BH=0.25 、 １００ Msol を仮定して fmaxHz
一年以内に合体する連星までの距離の期待値は
～１０ M ｐｃ
１０ 4Msol を仮定して fmaxHz
～３０ M ｐｃ
kpc30d
Mpc3d
観測限界は
観測限界は
• Stochastic background
–原理的には GWへの制限は
2/15.12/118 HzHz1/10~ fh GW
2/12/52
2/116 month4Hz1Hz10
~1
obs
GW
Tfh
しかも、２台は必要
まとめ• DECIGO PFの感度曲線からは、得られる制限は全く無意味なものでは全くない。–さりとて、特定のソースを考えろというのは難しい
• 一方、ノイズ源が色々あると思うのだが、そちらの方を抑える作業に理論屋がもっと参加すべきではないだろうか？–そのためには観測の仕組みをきちんとりかいしなければ…という段階だが。