Virgo干渉計は、イタリアのピサ近郊に設置された、重力波を検出するための大型科学機器です。検出器はマイケルソン干渉計で、重力波の通過によって生じる3km（1.9マイル）の2本の腕の微小な長さの変化を検出できます。必要な精度は、鏡と機器を超高真空に保ち、複雑な振り子システムで吊り下げるなど、外界から隔離するための多くのシステムを用いて達成されています。

定期的な観測の合間に、検出器は感度向上のためにアップグレードされます。観測は、米国の2つのレーザー干渉計重力波観測所（ LIGO ）や日本の神岡重力波検出器（ KAGRA）など、他の同様の検出器と連携して行われます。重力波の検出とその起源の特定には、複数の検出器間の連携が不可欠だからです。

Virgoは、重力波が一般相対性理論の予測に過ぎなかった時代に構想・建設された。Virgo銀河団にちなんで名付けられたこの計画[1]は1992年に承認され、建設は2003年に完了した。数年間検出されなかった後、Virgoは2011年に「Advanced Virgo」アップグレードのために停止された。2015年、Virgoがアップグレード中であったにもかかわらず、2台のLIGO検出器によって重力波の初観測が行われた。Virgoは2017年8月初旬に観測を再開し、 8月14日に（LIGO検出器と共に）初検出を行った。その後すぐに、2024年現在、古典的な方法（光学望遠鏡、ガンマ線望遠鏡、X線望遠鏡、電波望遠鏡）でも観測された唯一の重力波であるGW170817が検出された。 [2]

Virgoは、フランス国立科学研究センター（CNRS）とイタリア国立原子物理学研究所（INFN）によって設立されたコンソーシアムである欧州重力観測所（EGO）によってホストされています。 [3] 20カ国940名のメンバーで構成されるより広範なVirgoコラボレーション[4]は、検出器の運用、使用およびアップグレードに関する戦略と方針の策定を行っています。LIGOとVirgoコラボレーションは2007年からデータを共有しており、2019年からはKAGRAともデータを共有し、LIGO-Virgo-KAGRA（LVK）コラボレーションを形成しています。[5]

  EGOとVirgoコラボレーションに貢献する機関を持つヨーロッパの国
  Virgoコラボレーションに貢献する機関を持つヨーロッパの国

組織

Virgo干渉計は、2000年12月にフランス国立科学研究センター（CNRS）と国立原子核物理学研究所（INFN）によって設立された欧州重力観測所（EGO）コンソーシアムによって管理されている。 [6]オランダの原子核・高エネルギー物理学研究所であるNikhefは後にオブザーバーとして参加し、最終的に2021年に正式メンバーとなった。[7]ポーランド、スペイン、ベルギーの機関は2023年にEGOにオブザーバーとして参加し、[8]ベルギーのFWOとFNRSは2025年に正式メンバーとして参加した。[9] EGOはVirgoサイトの責任を負っており、検出器の試運転、保守、運用、アップグレードを確実に行っている。換喩的に、コンソーシアムの本部がそこにあるため、サイト自体がEGOと呼ばれることもある。 EGOの目標の一つは、ヨーロッパにおける重力研究を促進することです。[3] 2018年から2024年の間、EGOの予算は年間900万ユーロから1150万ユーロの間で変動し、約60人の従業員を雇用しています。[10]

Virgoコラボレーションは、検出器の様々な側面に取り組んでいるすべての研究者で構成されています。2024年12月現在、20カ国165機関から約940名のメンバーがコラボレーションに参加しています。[11] [12]これには、フランス、イタリア、オランダ、ポーランド、スペイン、ベルギー、ドイツ、ハンガリー、ポルトガル、ギリシャ、チェコ、デンマーク、アイルランド、モナコ、スイス、ブラジル、ブルキナファソ、中国、イスラエル、日本、韓国の機関が含まれます。[12]

Virgoコラボレーションは、LIGO-Virgo-KAGRA（LVK）コラボレーションの一部であり、他の主要な重力波実験の科学者を集めて共同でデータを分析しており、これは重力波検出にとって非常に重要です。[13] [14] LVKは2007年にLIGO-Virgoコラボレーションとして開始され[5]、2019年にKAGRAが参加して拡大しました。[15] [16]

科学事例

カラー画像
2つのブラックホールの軌道崩壊と合体によって放出される重力波のコンピューターシミュレーション
周波数が増加する信号の視覚的表現
GW170817イベントの重力波信号の典型的な「チャープ」。x軸は時間、y軸は周波数を表す。時間経過に伴う周波数の増加は、連星系コンパクト天体からの重力波に典型的であり、その形状は主に天体の質量によって決定される。[17]

Virgoは宇宙の天体から放出される重力波を探すように設計されており、重力波は3つのタイプに分類できます。[18]

  • 過渡的発生源は、短時間しか検出できない天体です。このカテゴリーの主な発生源は、連星ブラックホール（または中性子星）の合体から発生するコンパクト連星合体（CBC）です。この合体では、合体直前の数秒間にのみ検出可能な、急速に増加する信号を放出します。短寿命重力波の他の発生源としては、超新星、コンパクト天体の不安定性、あるいは宇宙ひもなどのエキゾチックな発生源が挙げられます。
  • 長時間スケールで観測可能な信号を発する連続的な源。主な候補としては高速回転する中性子星（パルサー）があり、完全な球形でない場合（例えば、表面に小さな「山」がある場合）、重力波を放射する可能性があります。
  • 確率的背景は、単一の発生源からではなく、空の広い領域に拡散する、一般的に連続的な信号の一種です。これは、上記のカテゴリとは区別できない多数の発生源から構成される場合もあれば、宇宙の初期に起源を持つ場合もあります。

これらの源からの重力波の検出は、それらを観測する新しい方法であり（望遠鏡などの古典的な方法とは異なる情報を得ることが多い）、重力波の偏光、[19] 、重力レンズ効果の可能性、[20]、観測された信号が一般相対性理論によって正しく記述されているかどうかを判断するなどの重力の基本的な特性を調べることができます。[21]また、ハッブル定数を測定する方法も提供します。[22]

歴史

Virgo計画は1992年にフランスのCNRS、翌年にはイタリアのINFNによって承認された。検出器の建設は1996年にイタリア、ピサ近郊のカッシーナにあるサント・ステファノ・ア・マチェラータ[23]で開始され、2003年に完成した。数回の観測で重力波が検出されなかった後、干渉計は2011年にAdvanced Virgo計画の一環としてアップグレードのため停止された。2017年に観測を再開し、その後まもなくLIGO検出器と共に最初の2つの検出を行った[24] 。

概念

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] 、その検出に向けた本格的なプロジェクトは1960年代後半になってようやく始まりました。[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]理論上は重力波を検出できましたが、実験はどれも成功しませんでした。しかし、ウェーバー・バーは重力波を専門とする研究グループの設立のきっかけとなりました。[28]

大型の干渉計型検出器のアイデアは1980年代初頭に信頼性を獲得し始め、Virgoプロジェクトは1985年にイタリアの研究者アダルベルト・ジャゾットとフランスの研究者アラン・ブリエがローマで会った後に概念化されました。Virgoを他のプロジェクトと区別する重要なアイデアは、低周波（約10Hz）をターゲットにしていたことです。ほとんどのプロジェクトは高周波（約500Hz）に焦点を当てていました。当時、低周波の観測は不可能だと多くの人が考えており、フランスとイタリアだけが1987年に最初に提案されたこのプロジェクトに取り組み始めました[29]。[30] Virgoという名前は、おとめ座銀河団を参照してその直後に作られました。これは、銀河系外から発生する重力波を検出するというプロジェクトの目的を象徴しています。[29] CNRSとINFNの承認を得て、1996年に干渉計の建設が開始され、2000年までに観測を開始することを目指した。[31]

Virgoの最初の目的は重力波を直接観測することだったが、その存在は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すでに証明されていた。観測されたこの連星パルサーの公転周期の減少は、この系が重力波を放出することでエネルギーを失っているという仮説と一致していた。[32]

初期のVirgo検出器

Virgo検出器は2000年代に初めて建設され、運用が開始され、期待された感度に到達しました。これにより設計上の選択が検証され、巨大干渉計が広い周波数帯域における重力波の検出に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年間の稼働後、2007年から2011年の間に数回のデータ収集期間（「サイエンスラン」）が続きました。[38] [39]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あります）で実施されました。[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、熱雑音を減らすために元のスチールサスペンションワイヤーがグラスファイバーに交換されました。 [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した後も重力波は観測されず、検出器は2011年9月にAdvanced Virgoの設置のために停止されました。[42]

高度なVirgo検出器

6つのグラフと3つのグラフィック
2017年8月14日、乙女座による重力波の初直接検出（GW170814）

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的としており、これにより1,000倍広い宇宙空間を観測できるようになり、重力波の検出可能性が高まる。[29] [43]この検出器は、初期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]

改良型Virgo検出器は、初期のVirgoと同じ真空インフラストラクチャを維持しましたが、干渉計の残りの部分はアップグレードされました。ミラータワーから発生する残留粒子を捕捉するために、各アームの両端に4つのクライオトラップが追加されました。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、光学性能が向上しました。干渉計を制御するために使用される光学素子は、吊り下げられたマウント上に真空状態に置かれました。ミラーの収差をその場で補正するために、補償光学システムが導入されました。当初の計画では、最終構成ではレーザー出力が200Wに達すると予想されていました。[44] : 75 

アドバンスド・ヴァーゴは2016年に試運転を開始し、2017年8月1日に2台のLIGO検出器（アドバンスド・ヴァーゴと同様のアップグレードを経て、 2015年に初検出）に加わった。アドバンスド・ヴァーゴ時代の観測「ラン」は、複数の検出器で観測時間を最大化することを目的としてLVK共同研究によって計画されており、O1からO5とラベル付けされている。ヴァーゴはO2ランの終盤からこれらの観測に参加し始めた。LIGOとヴァーゴは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とヴァーゴの両方によって検出された最初の連星ブラックホール合体であり、ヴァーゴにとっても初めての合体であった。[45] [46]

GW170817は、2017年8月17日にLIGOとVirgoによって検出されました。2つの中性子星が螺旋状に接近し合体する最後の数分間の間に発生したこの信号は、観測された最初の中性子星連星合体であり、重力以外の手段によって確認された最初の重力波観測でした。この合体に伴うガンマ線バーストも検出され、その後、光学望遠鏡によって合体に対応するキロノバが発見されました。 [2] [47]

さらなるアップグレードを経て、Virgoは2019年4月に3回目の観測（O3）を開始しました。1年間の観測が計画されていましたが[48] 、 COVID-19パンデミックの影響で2020年3月27日に早期終了しました。[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。第1フェーズはO4フェーズに先行し、第2フェーズはO5フェーズに先行します。第1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良、そして信号リサイクリングと呼ばれる新技術の実装により、量子ノイズの低減に重点が置かれました。また、ミラーの周囲には地震センサーも設置されました。第2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ビームサイズを拡大（エネルギーをより広い領域に分散させ、温度を下げる）し、ミラーのコーティングを改良することで、ミラーの熱ノイズを低減します。エンドミラーは大型化するため、サスペンションの改良が必要になります。第2フェーズでは、第1フェーズでの変更点を基に、量子ノイズ低減のためのさらなる改良も期待されています。[50]

4回目の観測ラン (O4) は2023年5月に開始される予定で、最大2か月の休止期間を含めて20か月間続く予定だった。[51] 2023年5月11日、VirgoはO4の開始時には参加しないことを発表した。干渉計が期待される感度に達するほど安定しておらず、1つのミラーの交換が必要で、数週間の作業が必要だったためである。[52] Virgoは、当初予想されていた80〜115 Mpcではなく、45 Mpcのピーク感度にしか達しなかったため、O4の観測の最初の部分 (2024年1月16日に終了したO4a) には参加しなかった。Virgoは、2024年4月10日に始まった、感度50〜55 Mpcの観測の2番目の部分 (O4b) に参加した。2024年6月、O5のアップグレードに向けてさらに準備するため、O4の観測は2025年6月9日まで続くことが発表された。 2025年1月にはスケジュールがさらに改訂され、2025年4月から2ヶ月間の休止期間が設けられ、その休止期間を補うため、観測期間が2025年10月7日まで延長された。2025年6月には、観測期間がさらに2025年11月18日まで延長され、ヴェラ・ルビン天文台の最初の運用と重なる観測が可能になった。これらの3回の観測延長はO4c（正式には2025年1月28日に開始）と指定されている。[51] [53]

未来

検出器はO4ラン終了後、鏡面コーティングの改良を含むアップグレードのため再び停止されます。5回目の観測ラン（O5）は2027年末頃に開始される予定です。Virgoの目標感度は当初150～260Mpcに設定されていましたが、O4ランでの性能を踏まえて再定義されています。O5ランへの参加計画は2025年前半に発表される予定です。[51]

O5期間後のVirgo施設の将来については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は提案されている。共同研究グループの現在の計画はVirgo_nEXTプロジェクトと呼ばれている。[54]

楽器

原理

Virgoなどの干渉計による重力波検出のアニメーション。鏡の変位と位相差は誇張されており、時間は10倍以上遅くなっています。[55]

一般相対性理論において、重力波は光速で伝播する時空 擾乱である。重力波は時空をわずかに曲げ、光路を変化させる。これはマイケルソン干渉計によって検出することができる。マイケルソン干渉計では、レーザーが2本のビームに分割され、それぞれが直交方向に進み、それぞれのアームの先端にある鏡で反射する。重力波が通過すると、2本のビームの進路は異なる方向に変化する。その後、2本のビームは再結合され、その結果生じる干渉パターンがフォトダイオードで測定される。誘起される変形は極めて小さいため、鏡の位置、レーザーの安定性、測定、そして外部ノイズからの遮断における精度が不可欠である。[56]

レーザーおよび注入システム

別の概略図
O4ラン（2023～2024年）におけるVirgo干渉計の配置図。前回ランでは設置されていなかった信号再循環ミラーとフィルターキャビティを含む。レーザー出力の推定値は参考値である。[50]

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らない。[ 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る。[58]レーザーからの光はいくつかの増幅器を通過し、その出力は100倍に増強される。初期Virgo検出器の最終構成では50 ワット(W)の出力が達成され（Advanced Virgoへのアップグレード後のO3実行中に100Wに到達）、O4実行の開始時には130Wにアップグレードされる予定である。[50]オリジナルのVirgo検出器にはマスタースレーブレーザーシステムがあり、「マスター」レーザーを使用して高出力の「スレーブ」レーザーを安定化していた。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レーザーだった。[37] Advanced Virgoの設計では、システムの堅牢性を向上させるために、増幅段もファイバーレーザーを使用している。最終的な構成では、必要な出力に達するために2つのレーザーの光を組み合わせることが計画されている。[44] : 87  [59]レーザーの波長は、元の構成とAdvanced Virgo構成では1064ナノメートルである。[50]

このレーザービームは、入射システムを通過した後、干渉計に送り込まれます。このシステムでは、ビームの安定性が確保され、ビームの形状と出力が調整され、干渉計への入射に適した位置に調整されます。入射システムには、入力モードクリーナーが含まれます。これは、周波数を安定化し、不要な光の伝播を除去し、レーザーのずれの影響を低減することでビーム品質を向上させるために設計された、長さ140メートル（460フィート）の共振器です。また、レーザーへの光の戻りを防ぐファラデーアイソレーターと、干渉計に入射する前にビームのサイズと位置を調整するモード整合望遠鏡も備えています。[44] : 93–96 

ミラー

丸い鏡
初期のVirgo検出器のミラー。現在はVirgoサイトで展示モデルとなっている。

各アームの大型ミラーは、干渉計の最も重要な光学系です。これには、3 km (1.9 マイル) の干渉計アームの端にある 2 つのエンドミラーと、アームの始端近くにある 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するため、レーザー経路に対する信号効果が最大化され[60]、アーム内を循環する光の出力が増大します。これらのミラー (Virgo 用に設計) は、直径 35 cm (14 インチ)、厚さ 20 cm (7.9 インチ) の円筒形で[44] : 173、 極めて純粋なガラスでできています。[61]製造工程では、ミラーは光の拡散 (および損失) を防ぐために原子レベルまで研磨されます。[62]次に、反射コーティング (イオンビームスパッタリングで作られたブラッグ反射器[28] ) が追加されます。腕の先端にある鏡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%未満である。[63]

最終設計には他の 2 つのミラーも含まれています。

  • 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。ほとんどの光はビームスプリッターに戻った後、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。
  • 干渉計の出力端にある信号再循環ミラーは、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%と計画されている）、別の共振器を形成する。このミラーを少し調整することで、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調整することが可能になる。広帯域構成を採用し、高周波数と低周波数でのノイズを低減し、中間周波数でのノイズを増加させる計画である。高周波数でのノイズ低減は、コンパクト天体の合体直前および合体直後の信号の研究において特に重要である。[50] [28]

スーパーアッテネータ

スーパーアッテネータの図
Virgoミラーは真空中で超減衰器によって支持されており、地震の振動を減衰させます。超減衰器は上部プラットフォームから吊り下げられた振り子の鎖で、地面に固定された3本の脚で支えられており、倒立振り子を形成します。[39] 10 Hzを超える地震の振動は10の12乗倍以上低減され、[64]ミラーの位置が制御されます。

地震ノイズが鏡まで伝播して鏡を揺らし、潜在的な重力波信号を遮る可能性を軽減するため、鏡は複雑なシステムによって吊り下げられている。主鏡は、一連の減衰器に接続された4本のシリカ製細径ファイバー[65]によって吊り下げられている。この超減衰器は高さ約8メートル（26フィート）で、真空中に設置されている[66] 。超減衰器は鏡への外乱を抑制し、鏡の位置と向きを正確に制御することを可能にする。レーザービームを整形するための注入光学系を備えた光学テーブル、例えば光検出用の光学ベンチも、地震ノイズと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る。アドバンスト・ヴァーゴ構成では、重力波信号を検出し、干渉計を制御するための機器（フォトダイオード、カメラ、および関連電子機器）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る[44] 。 

超減衰器の設計は、複数の調和振動子を連結することで地震ノイズを受動的に減衰させるという原理に基づいています。これらの振り子には共振周波数（振り子の長さとともに減少）があり、この周波数を超えるとノイズが減衰されます。複数の振り子を連結すると、1つの長い振り子よりも高い共振周波数が生じ、ノイズは12桁減少します。[67]最も高い共振周波数は約2 Hzで、4 Hz [44] : 416 から有意なノイズ低減効果が得られ、10 Hz付近で重力波の検出に必要なレベルに達します。このシステムには、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、大きな振動を引き起こす可能性があるという制限があります。この制限は、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超減衰器を制御するアクチュエータを含む能動減衰システムによって緩和されます。[67]

検出システム

アーム共振器内の光の一部は、ビームスプリッタによって検出システムへと送られます。干渉計は「ダークフリンジ」付近で動作し、出力へ送られる光はごくわずかです。大部分は入力へ戻され、パワーリサイクリングミラーによって集光されます。この光の一部は信号リサイクリングミラーによって反射され、残りは検出システムによって集光されます。光はまず出力モードクリーナーを通過し、「高次モード」（通常はミラーの小さな欠陥によって不要な伝播をする光）[68]をフィルタリングした後、光強度を測定するフォトダイオードに到達します。出力モードクリーナーとフォトダイオードは真空中に設置されています[43] 。

複雑な光学系。スケールを示すために近くに人物がいる。
2015年4月に設置される前のVirgo干渉計の検出ベンチ。幅は88cmで、出力モードクリーナーが設置されている。フォトダイオードは別のベンチに設置されている。[69]

O3 実行では、感度の主な制限の 1 つである量子ノイズを減らす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、ある量の変動は減少しますが、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、重力波検出器の初期段階である1981 年にCarlton Cavesによって提案されました。 [71] O3 実行中は、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一であり、ショット ノイズ(高周波数で支配的) を減らし、放射圧ノイズ (低周波数で支配的であり、機器の感度を制限しない) を増やします。[72]スクイーズド真空注入の追加によって、高周波数での量子ノイズが 3.2 dB 減少し、検出器の範囲が 5 ～ 8 パーセント増加しました。[70]より洗練されたスクイーズド状態は、O3の技術と長さ285メートル（935フィート）の新しいフィルター空洞を組み合わせることで生成されます[73] 。この技術は周波数依存スクイーズと呼ばれ、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] 。

インフラストラクチャー

  • 航空写真。白い建物がいくつかあり、2本の長い青い管が直角をなしている。
    2015年のヴァーゴ遺跡の航空写真。西側の腕（上）と北側の腕の一部（右）と、さまざまな建物が写っている。
  • 山々を背景にした敷地のパノラマ
    乙女座遺跡の入り口のパノラマ
  • 山々を背景にした北側の腕
    長さ3キロメートル（1.9マイル）の北側
  • 敷地の地上からの眺め。駐車車両がスケールとして表示されている。
    （正面）検出器制御室棟とローカルコンピュータセンター
  • 正面に3つの旗が掲げられた、窓のない白い四角い建物
    機器の重要なコンポーネントのほとんどが収容されている中央の建物
  • 2本の青いチューブ。一方は他方よりずっと長い。
    モードクリーナーキャビティ（左、レーザービームをフィルタリングする）と西側のアーム

上空から見ると、Virgo検出器はL字型をしており、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有しています。2本のアームの交差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ます。西側のアームの横には、より短い空洞とそれに関連する建物があり、入力モードクリーナーが設置されています。端のミラーは、各アームの端にある専用の建物に収容されています。西側のアームの南側には、オフィス、ワークショップ、サイトコンピューティングセンター、機器制御室などの建物があります。[76]

アームの「トンネル」には、レーザービームが真空中を伝搬するパイプが収められています。Virgoは、容積6,800立方メートル（1,800,000米ガロン）を有する、ヨーロッパ最大級の超高真空施設の一つです。 [77]全長3 km（1.9マイル）の2本のアームは、直径1.2 m（3.9フィート）の長い鋼管でできており、その内部の目標残留圧力は約10億分の1気圧（オリジナルのVirgoの100分の1の薄さ）です。残留ガス分子（主に水素と水）は、レーザービームの進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型のゲートバルブが設置されているため、アームの超高真空を破ることなくミラー真空塔内で作業を行うことができます。ミラーと減衰器を収容する塔は、圧力が異なる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ます。この工程では、チューブの表面から不要な粒子を取り除くために150℃（302℉）に加熱されます。初期のVirgo設計でも塔は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 

干渉計は高出力であるため、そのミラーはレーザーによる加熱の影響を受けやすい（吸収は極めて低いにもかかわらず）。これらの影響により、基板の膨張や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出し、信号に乱れが生じる可能性がある。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、2つのアクチュエータ（CO2レーザー（ミラーの一部を加熱して欠陥を補正する）とリングヒーター（ミラーの曲率半径を調整する））を含む熱補償システム（TCS）によって補正される。このシステムはまた、「コールド欠陥」、つまりミラー製造時に発生する恒久的な欠陥も補正する。[80] [44] ：187–188  O3実験中、TCSは干渉計内部の出力を15%増加させ、干渉計から出力される出力を2分の1に減少させた。[81]

光沢のある丸い装置。目盛りのついた針が付いている。
検出器に設置する前のニュートン式キャリブレーター（NCal）。端面鏡の近くに複数設置されており、ローターの動きによって鏡にかかる重力が変化し、制御された動きが可能になる。[82]

もう一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所定の経路から外れた光）を制御するシステムです。迷光が干渉計の主ビームと再結合すると、大きなノイズ源となり、追跡やモデル化が困難になることがよくあります。迷光を軽減するための多くの方法は、光学系の近くや管内にバッフルと呼ばれる吸収板を配置することで行われています。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]

較正は、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ために必要である。較正には、制御された方法でミラーを動かし、結果を測定することが含まれる。初期のVirgo時代には、これは主に、コイルでミラーが吊り下げられた振り子を揺らして、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ことによって達成された。 [85]この技術はO2まで使用されていた。O3では、主要な較正方法は光子較正（PCal）であった。これは、放射圧で補助レーザーを使用してミラーを移動させる、結果を検証するための二次的な方法であった。[86] [87]ニュートン較正（NCal）として知られる方法は、O2の終わりにPCalの結果を検証するために導入された。これは、回転質量をミラーから特定の距離に配置して、重力を利用してミラーを動かす。[88] [87] O4の第2部の初めには、PCalよりも優れた性能を示したNcalが主要な較正方法となった。 PCalは現在でもNCalの結果を検証し、NCalでは測定できない高周波数を調べるために使われている。[82]

この装置には、干渉計の出力と現場のセンサーから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収集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]

ノイズと感度

騒音源

異常のグラフとそれに対応する視覚化
2015年のLIGOハンフォードデータにおける「鯉」グリッチ。上は検出器出力（歪み）の時間関数、下は電力の周波数分布である。このタイプのグリッチは原因不明で、広い周波数範囲をカバーし、低周波数では特徴的な「ひれ」が見られる。[90]

Virgo検出器は、重力波信号の検出能力を制限するいくつかのノイズ源に敏感です。一部のノイズ源は周波数範囲が広く、検出器全体の感度を制限します。例えば、以下のノイズ源が挙げられます。[91] [77]

これらの広範なノイズ源に加えて、特定の周波数に影響を及ぼす可能性のあるノイズ源も存在します。例えば、欧州の電力網の周波数に対応する50Hz（および100、150、200Hzの高調波）、サスペンションファイバーの共振周波数に対応する300Hz（および複数の高調波）の「バイオリンモード」（バイオリンの弦のように特定の周波数で振動する）、そして校正のために鏡を動かした際に現れる校正線などが挙げられます。[92] [93]

追加のノイズ源は短期的な影響を及ぼす可能性があり、悪天候や地震によって一時的にノイズレベルが上昇することもあります。[77]機器の様々な問題により、データに一時的なアーティファクトが現れる可能性があり、これらは通常「グリッチ」と呼ばれます。検出されたイベントの約20%がグリッチの影響を受けていると推定されており、その影響を軽減するためには特別なデータ処理方法が必要となります。[94]

検出器の感度

グラフ
2011年8月に計算されたVirgo検出器の10 Hzから10 kHzまでの感度曲線。[95] [96]この曲線は典型的なもので、低周波ではミラーサスペンション振り子の熱雑音が支配的であり、高周波での増加はレーザーショット雑音によるものである。その間には、 50 Hzの商用周波数とその高調波を含む共振と機器雑音が存在する。[91]

感度は周波数に依存し、通常はノイズパワースペクトル（または振幅スペクトル、パワースペクトルの平方根）に対応する曲線として表されます。曲線が低いほど、感度は高くなります。Virgoは、数Hzから10kHzまでの感度範囲を持つ広帯域検出器です。2011年のVirgoの感度曲線は、両対数スケールでプロットされています。[97]

重力波検出器の感度を測る最も一般的な指標は、距離である。これは、基準となる対象が検出器において信号対雑音比8を示す距離として定義される。基準となるのは通常、両方の質量が太陽質量の1.4倍である連星中性子星であり、距離は通常メガパーセクで表される。[98] O3実験におけるVirgoの観測距離は40～50メガパーセクであった。[51]この距離は検出器の最大距離ではなく、あくまで指標である。質量の大きい源からの信号は振幅が大きく、より遠くからでも検出できる。[98]

計算によると、検出器の感度はおおよそ に比例することが示されています。ここではアーム共振器長、ビームスプリッターにおけるレーザー出力です。感度を向上させるには、これらの値を増加させる必要があります。これは、長いアーム、信号への露出を最大化するためのアーム内部の光共振器、そしてアーム内の出力を増加させるためのパワーリサイクリングによって実現されます。[91] [99]

データ分析

Virgo共同研究のリソースの重要な部分は、検出器の出力を処理するためのデータ分析ソフトウェアの開発と展開に充てられています。データ取得ソフトウェアとデータ配信ツールに加え、この取り組みはLIGO-Virgo-KAGRA（LVK）共同研究の一環として、LIGOおよびKAGRA共同研究のメンバーと共有されています。[14]

検出器からのデータは、当初はLVKメンバーのみが利用できます。検出されたイベントに関連するデータの一部は、関連論文の発表時に公開され、完全なデータは独占期間（現在18ヶ月）後に公開されます。3回目の観測ラン（O3）では、ランの最初の6ヶ月と最後の6ヶ月に対応する2つの別々のデータ（O3aとO3b）が公開されました。[100]その後、データは重力波オープンサイエンスセンター（GWOSC）プラットフォームで一般公開されます。[101] [102]

データの解析には、様々な種類の発生源を対象とした多様な技術が必要です。その大半は、これまで唯一検出された発生源であるコンパクト天体の合体の検出と解析に費やされています。解析ソフトウェアは、この種のイベントを探すためにデータを実行し、専用のインフラストラクチャを使用してオンラインコミュニティに警告を発しています。[103]データ収集期間後（オフライン）には、連続発生源の探索、[104]確率的背景の探索、[105]あるいは検出されたイベントのより詳細な解析など、その他の作業が行われています。[103]

科学的結果

モルワイデ図法を用いた全天地図。LIGOの2つの検出器のみを使用した場合と、LIGOとVirgoの両方を使用した場合の、イベントの位置に対応する2つの領域を示しています。3つの検出器を使用した場合の領域は、20分の1に小さくなります。
LIGOの2つの検出器とネットワーク全体を用いたGW170814イベントの天空位置特定。Virgoの追加により、より正確な位置特定が可能になった。

Virgoは、「先進」時代の2回目の観測（O2）中に初めて重力信号を検出しました。最初の観測ではLIGOの検出器のみが稼働していました。GW170814と名付けられたこのイベントは、2つのブラックホールの合体でした。これは3つの異なる検出器によって検出された最初のイベントであり、最初の観測で検出されたイベントと比較して、イベントの位置特定が大幅に改善されました。また、重力波の偏光を初めて決定的に測定し、一般相対性理論で予測されたものとは異なる偏光を否定する証拠を提供しました。[45]

その後すぐに、よりよく知られているGW170817が続きました。これは、重力波ネットワークによって検出された最初の2つの中性子星の合体であり、（2025年2月現在）ガンマ線、光学望遠鏡、電波、X線領域で電磁波の対応物が確認された唯一のイベントです。Virgoでは信号は観測されませんでしたが、この不在は、Virgoデータで信号が見えるはずの空の領域を除外できるため、イベントの場所をより厳密に制限する上で重要でした。[2] 4,000人以上の天文学者が関与したこのイベントは、[106]中性子星の合体に関する理解を深め、 [107]重力の速度に厳しい制限を課しました。[108]

過去の実行データを用いて、連続重力波の探索が何度か行われてきた。O3実行の探索には、全天探索[109] 、さそり座X-1 [110]およびいくつかの既知のパルサー（かにパルサーとほ座パルサーを含む）を対象とする探索[111] [112]、超新星残骸カシオペヤAおよびほ座Jr. [113]および銀河中心[114]への指向探索が含まれる。いずれの探索でも信号は確認されなかったが、これにより一部のパラメータに上限を設定することが可能となり、特に、既知の近傍パルサーの完全な回転球からの偏差は最大1 mm（0.039インチ）であることがわかった。[109]

VirgoはLIGOによる最新の重力波背景探査に含まれ、O3の結果をO1およびO2（LIGOデータのみを使用）の結果と組み合わせた。確率的背景は観測されず、背景エネルギーに関する従来の制限を1桁改善した。[115]

ハッブル定数の大まかな推定値も得られており、現在の最良の推定値は68である。+12
-8km s −1 Mpc −1という値は、連星系ブラックホールとGW170817イベントの結果を合わせたものである。この結果は定数の他の推定値と整合しているが、その正確な値に関する現在の議論を解決するには十分な精度ではない。[22]

アウトリーチ

Virgoコラボレーションは、一般の人々を対象に重力波に関するコミュニケーションと教育を促進する様々な活動に参加しています。[116]活動の一例としては、学校、大学、一般の人々を対象としたVirgo施設のガイドツアーがあります。[117]しかし、アウトリーチ活動の多くはVirgo施設の外で行われています。これには、Virgoの活動に関する公開講座やコースの開催[116]、科学フェスティバルへの参加[118] [119] [120]、重力波や関連トピックに関する一般の理解を促進するための方法や装置の開発などが含まれます。コラボレーションは、ピサのMuseo della Graficaでの「The Rhythm of Space」 [121]やPalais de Tokyoでの「On Air」[122]などの視覚プロジェクトからコンサート[123]まで、様々な芸術プロジェクトに携わっています。また、科学における男女平等の促進活動や、Virgoで一般の人々へのコミュニケーション活動に携わる女性たちにスポットライトを当てる活動も行っています。[124 ]

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  • EGOのウェブサイトの説明 2006年7月13日アーカイブWayback Machine
  • 乙女座のホームページ
  • Virgoの高度な技術設計レポート