GEO600

GEO600
場所ザルシュテット、ヒルデスハイム、ニーダーザクセン州、ドイツ
座標北緯52度14分49秒、東経9度48分30秒 / 北緯52.2469度、東経9.8083度 / 52.2469; 9.8083
波長43 km (7.0 kHz)～10,000 km (30 Hz)
直径600メートル（1,968フィート6インチ）
Webサイトwww.geo600.org​​
GEO600はドイツにあります
GEO600
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GEO600は、ドイツのハノーバーから南へ20キロメートル（12マイル）の町、ザルステット近郊に設置された重力波検出器です。マックス・プランク重力物理学研究所、マックス・プランク量子光学研究所、ライプニッツ・ハノーバー大学、そして英国のグラスゴー大学、バーミンガム大学、カーディフ大学の科学者によって設計・運用されており、マックス・プランク協会と科学技術施設評議会（STFC）の資金援助を受けています。

GEO600は、50 Hzから1.5 kHzの周波数範囲の重力波を検出することができ、 [ 1 ]、世界的な重力波検出器ネットワークの一部です。[ 2 ] この装置と姉妹機の干渉計型検出器は、稼働時には、これまでに設計された中で最も感度の高い重力波検出器の一つです。これらは、太陽から地球までの距離と比較して原子1個分の大きさに相当する、10の-21乗オーダーの距離の相対的な変化を検出するように設計されています。このプロジェクトの建設は1995年に開始されました。[ 3 ]

2020年3月、COVID-19パンデミックにより、 LIGOやVirgo（2020年4月にはKAGRA ）などの他の重力波観測所の運用が停止を余儀なくされましたが、GEO600は運用を継続しました。[ 4 ]

2023年現在、GEO600は重力波観測運用を続けています。[ 5 ]

歴史

1970年代、ヨーロッパの2つのグループ、ドイツのハインツ・ビリング率いるグループと英国のロナルド・ドレーヴァー率いるグループが[ 6 ] 、レーザー干渉計による重力波検出の研究を開始しました。1975年、ミュンヘンのマックス・プランク天体物理学研究所は3メートル（9.8フィート）のアーム長のプロトタイプの開発を開始し、1983年にはガルヒングのマックス・プランク量子光学研究所（MPQ）で30メートル（98フィート）のアーム長のプロトタイプが完成しました。1977年にはグラスゴー大学物理学・天文学部が同様の研究を開始し、1980年には10メートル（33フィート）のプロトタイプの運用を開始しました。[ 7 ] [ 8 ]

1985年、ガルヒンググループは3キロメートル（2マイル）の腕長を持つ大型検出器の建設を提案し、イギリスのグループも1986年に同等のプロジェクトを提案しました。両グループは1989年に共同研究を行い、北ドイツ・ハルツ山脈が理想的な建設地とみなされ、GEOプロジェクトが誕生しました。しかし、財政的な問題により、このプロジェクトは資金提供を受けられませんでした。そこで1994年、ハノーバー近郊の低地に600メートル（2,000フィート）の腕長を持つ小型検出器GEO600が提案されました。この英独共同重力波検出器の建設は1995年9月に開始されました。[ 8 ] [ 9 ]

2001年、ポツダムのマックス・プランク重力物理学研究所（アルバート・アインシュタイン研究所、AEI）がMPQのハノーバー支部を引き継ぎ、2002年以降はAEIとライプニッツ・ハノーバー大学の共同重力物理学センターが、グラスゴー大学とカーディフ大学と共同で検出器の運用を行っています。2002年以降、GEO600はLIGO検出器と同期して複数のデータランに参加しました。[ 8 ] 2006年にGEO600は設計感度に到達しましたが、現在まで信号は検出されていません。次の目標は、2016年までに残存ノイズをさらに約10分の1に削減することです。[ 10 ] [ 11 ]

ハードウェア

GEO600はマイケルソン干渉計です。長さ600メートル（2,000フィート）の2本のアームで構成され、レーザービームは2回通過するため、実効光学アーム長は1,200メートル（3,900フィート）となります。主要な光学部品は、10 −8 mbar未満の超高真空システム内に配置されます。 [ 1 ]

サスペンションと免震

精密な測定を行うには、光学系を地面の揺れや環境からの影響から遮断する必要がある。そのため、地上設置型の干渉計型重力波検出器はすべて、鏡を多段振り子として吊り下げている。振り子の共振周波数を超える周波数では、振り子は振動に対して優れた遮断効果を発揮する。GEO600の主要光学系はすべて三段振り子として吊り下げられており、鏡を水平面内の振動から遮断している。最上部と中間の質量は片持ちばねで吊り下げられており、垂直方向の動きを遮断する。最上部の質量には、振り子を能動的に減衰させる6つのコイル磁石アクチュエータが搭載されている。[ 12 ] さらに、サスペンションケージ全体は圧電結晶上に設置されている。これらの結晶は「アクティブ免震システム」に用いられ、サスペンション全体を地面の揺れと反対方向に動かすことで、地面の揺れを打ち消す。[ 13 ]

光学

GEO600の主鏡は、直径18センチメートル（7.1インチ）、高さ10センチメートル（3.9インチ）の溶融シリカ製の円筒形である。ビームスプリッターは、直径26センチメートル（10インチ）、厚さ8センチメートル（3.1インチ）で、高出力光路における唯一の透過型光学系であるため、特殊グレードの溶融シリカで作られている。その吸収率は1センチメートル（0.39インチ）あたり0.25ppm未満と測定されている。[ 14 ]

高度な

GEO600 は、次世代の地上重力波検出器で使用される予定の多くの高度な技術とハードウェアを使用しています。

  • モノリシックサスペンション：鏡は振り子のように吊り下げられています。副鏡には鋼線が使用されていますが、GEOの主鏡はいわゆる「モノリシック」サスペンションで吊り下げられています。これは、鋼線が鏡と同じ材料、つまり溶融シリカで作られていることを意味します。これは、溶融シリカは機械損失が少なく、損失はノイズにつながるためです。[ 15 ]
  • 静電駆動装置：ミラーを所定の位置に保持し、調整するためにアクチュエータが必要です。GEO600の副ミラーには、この目的のために磁石が接着されています。副ミラーはコイルによって動かすことができます。磁石をミラーに接着すると機械損失が増加するため、GEO600の主ミラーには静電駆動装置（ESD）が使用されています。ESDは、ミラーの裏側にある櫛状の電極構造です。電極に電圧を印加すると、不均一な電界が発生します。ミラーはこの電界に力を感じます。
  • 熱ミラー駆動システム：極東側のミラーにはヒーターシステムが設置されています。加熱されるとミラー内に温度勾配が生じ、熱膨張によりミラーの曲率半径が変化します。ヒーターはミラーの曲率半径を熱的に調整します。[ 16 ]
  • 信号のリサイクル: 干渉計の出力にある追加のミラーは、端のミラーとともに共振空洞を形成し、潜在的な信号を増加させます。
  • ホモダイン検出（「DC読み出し」とも呼ばれる）[ 17 ]
  • 出力モードクリーナー（OMC）：フォトダイオードの前段にある干渉計の出力端に設けられた追加の共振器。重力波信号を運ぶ可能性のない光を除去することが目的である。[ 18 ]
  • スクイージング：ビームスプリッターの暗部ポートにスクイージング真空を注入する。スクイージングを用いることで、GEO600の700 Hz以上の感度を1.5倍向上させることができる。[ 19 ]

他のプロジェクトとのさらなる違いは、GEO600 にはアーム キャビティがないことです。

感度と測定

重力波歪みに対する感度は通常、振幅スペクトル密度（ASD）で測定されます。この単位におけるGEO600のピーク感度は、600 Hzで2×10 −22 1/√Hzです。[ 20 ]高周波領域では、感度は利用可能なレーザー出力によって制限されます。低周波領域では、GEO600の感度は地震動によって制限されます。

LIGOとの共同科学実験

2005年11月、 LIGOとGEOの観測機器が共同で長期にわたる科学観測を開始したことが発表されました。[ 21 ] 3つの観測機器（LIGOの観測機器はルイジアナ州リビングストン近郊と米国ワシントン州ハンフォード・サイトに設置）は、調整と更新のための休止期間を挟みつつ、1年以上にわたりデータを収集しました。これはGEO600の5回目の科学観測でした。以前の観測では信号は検出されていませんでした。

2015年9月14日の重力波の初観測は、 2016年2月11日にLIGOとVirgo干渉計の共同研究によって発表された。 [ 22 ] [ 23 ]しかし、当時イタリアのVirgo干渉計は稼働しておらず、GEO600はエンジニアリングモードにあり感度が十分でなかったため、信号を確認できなかった。[ 23 ] [ 24 ] GEO600は2015年9月18日にAdvanced LIGOと同時にデータの取得を開始した。[ 24 ]

時空のホログラフィック特性に関する主張

2009年1月15日、ニューサイエンティスト誌は、GEO600検出器の測定に存在していた未確認のノイズの原因は、検出器の各部の位置に影響を与える極めて微小な時空の量子ゆらぎにこの機器が敏感なためかもしれないと報じた。[ 25 ]この主張は、フェルミ国立加速器研究所の科学者クレイグ・ホーガン氏によって、ホログラフィック原理に基づくこのようなゆらぎの発生原理に関する独自の理論に基づいてなされた。[ 26 ]

ニューサイエンティストの記事によると、ホーガンは2008年6月にGEO600共同研究チームに「ホログラフィックノイズ」の予測を送り、その後「私の予測と全く同じ」過剰ノイズのグラフを受け取ったという。しかし、ホーガンはそれ以前に、実験で過剰ノイズが検出されていることを知っていた。2008年5月にフィジカル・レビューDに掲載されたホーガンの論文には、次のように記されている。 [ 27 ]

予測されたホログラフィックノイズと、GEO600 で説明できないノイズがほぼ一致していることから、さらなる研究が求められています。

ホーガンは、2007年のGEO600共同研究の講演を引用しているが、そこでは既に「中帯域の『謎の』ノイズ」について言及されており、ノイズスペクトルがプロットされている。[ 28 ]同様の発言が、2007年10月に提出され2008年5月に発表されたGEO600論文にもなされている。[ 29 ]

100 Hz から 500 Hz の間の領域では、 すべてのノイズ投影の無相関の合計と実際の観測感度の間に矛盾が見られます。

重力波検出器で過剰なノイズが発見され、その後除去されることは非常によくあることです。GEO600の主任研究者であるカルステン・ダンツマン氏によると、[ 25 ]

こうした実験の感度を向上させるための日々の作業では、常に過剰なノイズが発生します[...]。私たちはその原因を特定し、除去し、次の過剰なノイズの発生源に対処しています。

さらに、干渉法におけるホログラフィックノイズのレベルに関するいくつかの新たな推定値は、その大きさがホーガンが主張したよりもはるかに小さいことを示している。[ 30 ]

データとEinstein@home

メインフォトダイオードの出力だけでなく、補助レーザービームを測定するフォトダイオード、マイク、地震計、加速度計、磁力計、そしてすべての制御回路の性能など、多数の二次センサーの出力も記録されます。これらの二次センサーは、診断や干渉計の出力に対する環境の影響の検出に重要です。データストリームの一部は、分散コンピューティングプロジェクト「Einstein@home」によって分析されます。このソフトウェアは、ボランティアが自分のコンピュータで実行できます。

2011年9月から、VIRGOとLIGOの検出器は両方ともアップグレードのために停止され、GEO600が重力波を探索する唯一の稼働中の大規模レーザー干渉計となった。[ 31 ] その後、2015年9月に、先進的なLIGO検出器がオンラインになり、最初の観測実行「O1」で使用された。感度は、一部のソースクラス（例：中性子星連星）に対して初期LIGOの約4倍で、低い可聴周波数でピーク放射を持つ大規模なシステムに対してははるかに高い感度であった。[ 32 ]これらの先進的なLIGO検出器は、ガブリエラ・ゴンザレスを広報担当者とするLIGO科学協力 の下で開発された。 2019年までには、新しい先進的なLIGO検出器の感度は、少なくとも元のLIGO検出器の10倍になるはずである。

参照

参考文献

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  4. ^ 「2020年3月」。
  5. ^ 「重力波検出器、宇宙の秘密を探るため次の観測を開始」 GEO600.org、2023年5月24日。 2023年8月14日閲覧。
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