mkobaya/Kobayashi/Lectures_f… · Web view3. 血清蛋白のうちではアルブミンが最も多い。 4. 血清中の逸脱酵素の測定は臨床検査に用いられる。第102回
mainichi2019 slide06 print4 - oit.ac.jp › is › shinkai › mainichi › mainichi... ·...
18
毎日文化センター 2019年度 4月25日 天文学と宇宙物理学：観測技術の進展と星までの距離の測定 5月23日 惑星探査と太陽系外惑星探査：地球外生命体は見つかるか？ 6月27日 星とブラックホールと惑星系と銀河：構造形成は何が先か？ 7月25日 超新星爆発と宇宙論：６つのパラメータで描かれる膨張宇宙 8月29日 初期宇宙と素粒子物理：高次元モデルが描くビッグバン以前 9月26日 重力波と重力理論：アインシュタインはどこまで正しいか？ http://www.oit.ac.jp/is/shinkai/mainichi/ įĸkgxmeá½yv`r æĹĵ½bTʻkj _pimc w£zw ³ ¢´w ±¤¹¸¯ §© «§© Á¾ d¶À^xo`vpcskefg®w -- ·vjuka»} 2 ライナー・ワイス(85) バリー・バリッシュ(77) キップ・ソーン(77) "for decisive contributions to the LIGO detector and the observation of gravitational waves" LIGO検出器への決定的な貢献と重力波 の観測に対して 重力波の発生と伝播 レーザー干渉計 ブラックホール連星や 中性子星連星 LIGO＝Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory 2015年9月14日 2016年2月，LIGOが重力波を初めて検出した，と発表した ブラックホール連星の合体 によって生じた重力波だった
Transcript of mainichi2019 slide06 print4 - oit.ac.jp › is › shinkai › mainichi › mainichi... ·...
毎日文化センター 2019年
度
4月25日
天文学と宇宙物理学：観測技術の進展と星までの距離の測定
5月23日
惑星探査と太陽系外惑星探査：地球外生命体は見つかるか？
6月27日
星とブラックホールと惑星系と銀河：構造形成は何が先か？
7月25日
超新星爆発と宇宙論：６つのパラメータで描かれる膨張宇宙
8月29日
初期宇宙と素粒子物理：高次元モデルが描くビッグバン以前
9月26日
重力波と重力理論：アインシュタインはどこまで正しいか？
http://www.oit.ac.jp/is/shinkai/m
ainichi/
xy
r
bʻ
kj
pi
mc
dx
ov
ps
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2
ライナー・ワイス(85)
バリー・バリッシュ(77)
キップ・ソーン(77) "for decisive contributions to the
LIGO detector and the observation of gravitational waves"
LIGO検出器への決定的な貢献と重力波
の観測に対して
重力波の発生と伝播
レーザー干渉計
ブラックホール連星や
中性子星連星
LIGO＝Laser Interferom
eter Gravitational-W
ave Observatory
2015年9月14日
2016年2月，LIGOが
重力波を初めて検出した，と発表した
ブラックホール連星の合体
によって生じた重力波だった
dx
ov
ps
ke
fg
w-
-a
7
アイザック・ニュートン
ew
a
dx
ov
ps
ke
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w-
-a
8
万有引力
＝すべてのものは引力で引き合う ニュートン
F=
GM
m
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9
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「万有引力があるからだ」（ニュートン , 1687）
「時空のゆがみだ」
（アインシュタイン , 1915）
一般相対性理論 e
wa
dx
ov
ps
ke
fg
w-
-a
13
f
fk
su
ayp
nk
ykg
h
Proof 1
Proof 1
Proof 1
Proof 1
TextText
112 The life and death of a starThe life and death of a star 113
星の輪廻
星（恒星）の一生を決めるのは，どれだけの質量
があるか，そしてどのように燃えていくかの２つ
の要素だ．巨大な星は，核燃料の消費もはやく，
数万年くらいの寿命しかないが，小さな星は現
在の宇宙年齢の数倍も燃焼し続ける可能性が
ある．
褐色矮星* はよく「星のなりそこない」と呼ばれる．
水素の核融合反応に点火するほどの質量を持てな
かった星の残骸だからだ．これらの星は，まわりの空
間に熱を放出して，ゆっくりと死んでゆき，やがて消
えてゆく．巨大なガス惑星と同じなので，「できすぎ
た惑星」と考えてもよいかもしれない．[*訳
注：
矮星
（dw
arf）は
，小
さな
星と
いう
意味
．]
赤色矮星は小さいけれども水素の核融合を起こす
ことのできる星だ．低い温度で燃えるために，宇宙が
今の何倍の年齢になったとしても薄暗く輝き続ける
ことができる．宇宙にある多くの星は -- 全
体のおよ
そ75パ
ーセントの星は -- 赤
色矮星である．
太陽型恒星（あるいは黄色矮星）は，水素とヘリウム
の両方の核融合反応に点火できる十分な質量を持
つ星だ．これらの星がヘリウムを失ったあとは赤色巨
星になり，周囲のガス層を照らして惑星ガス雲とし，
そしてやがて白色矮星となる．100億
年以上の時間
をかけて（もし宇宙がそれだけ長く続くならば，だが）
，これらの星はゆっくりと冷却して，黒色矮星になっ
てゆく．
超巨星や極超巨星は，星の仲間たちからみても病的
に肥満している星である．太陽の10倍
から数百倍の
大きさの質量のものは，燃料の消費も大きく，数十万
年程度の寿命である．
宇宙におけるすべての重元素の合成主の星たちは，そ
の星のコアでひとたび鉄が合成されると，超新星とし
て爆発する．
痩せている星は中性子星やパルサーとなって生き延
びるが，肥満している星は，自分の巨大な体重で押し
つぶされてブラックホールに変貌する．
褐色
矮星
質量
：太
陽の
0.08倍表
面温
度：
1000˚C 寿
命（
主系
列）
：不
明
赤色
矮星
質量
：太
陽の
0.2倍表
面温
度：
3000˚C 寿
命：
10兆年
太陽
型恒
星質
量：
太陽
の1倍
表面
温度
：5000˚C
寿命
：100億
年
超巨
星質
量：
太陽
の20倍
表面
温度
：12000˚C
寿命
：500万
年
極超
巨星
質量
：太
陽の
100倍表
面温
度：
40000˚C 寿
命：
100万年
図に
した
星の
大き
さは
正し
いも
ので
はな
い．
例え
ば，
太陽
の20倍
の質
量を
もつ
超巨
星は
，太
陽の
75倍の
大き
さに
なる
．.
多くの恒星は主系列星と呼ばれる種類に分類
される．すべての星の一生のうちにたどる経路
で，燃料を安定に燃やして安定して光り輝く時
期である．主系列星の時期を終えると，星は冷
却し，赤色巨星として膨張する．白色矮星
褐色矮星
黒色矮星
黒色矮星
中性子星
ブラック
ホール
赤色巨星
赤色超巨星
惑星状星雲
白色矮星
赤色極超巨星
超新星残骸
Job:08216 Title: How To Build Universe (O
ctopus)
Page:112
Job:08216 Title: How To Build Universe (O
ctopus)
Page:113宇宙のつくり方（ギリランド著，真貝・鳥居訳，丸善出版）
重い星が燃え尽きると 中性子星やブラックホールに
dx
ov
ps
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w-
-a
15
vo
E(
f
6000光年先
わし座
いて座
さそり座
へびつかい座
はくちょう座
こと座銀
河中心
17
SV9
"
http://shop.nationalgeographic.com/ngs/product/m
aps/wall-maps/space-m
aps/the-milky-way-m
ap%2C-lam
inated http://ernstgraphics.wordpress.com
/page/2/
3万光年先
S2 orbit around Sgr A*
http://www.extinctionshift.com/SignificantFindings08.htm
http://www.brighthub.com
/science/space/articles/13435.aspx#
我々の銀河中心には，
太陽の420万
倍の質量の
ブラックホール！
19 19
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https://alma-telescope.jp/news/press/eht-201904
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https://www.nao.ac.jp/news/science/2019/20190410-eht.html
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https://www.nao.ac.jp/news/sp/20190410-eht/videos.html
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www.phdcomics.com
“gravitational waves explained” 25
重力波の波源http://gwcenter.icrr.u-tokyo.ac.jp/
予測が難しい
重力波は弱いのであらかじめ，波形の予測が必要
ノイズにまみれたデータに，予測した波形があるか探す
振幅が小さい
振幅が小さい
連星合体を
ターゲットに
sources of gravitational wave
dx
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27
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パルサー＝中性子星
半径 10km
位
質量 1.4x太
陽http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1993/illpres/discovery.htm
lArecibo, Puerto R
ico
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v
28
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29
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INWHSV
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WKSV
XMWX
ISK
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XNSR
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na
fz
s
r 30
連星中性子星
連星ブラックホール
重力波の存在が間接的に確かめられた．
!25!20
!15!10
!50
5
!1.0
!0.5
0.0
0.5
1.0
時間
[ミリ
秒]
合体
の時
刻
重力
波の
振幅
連星
のイ
ンス
パイ
ラル
運動
から
の重
力波
波形
ブラ
ック
ホー
ル形
成の
重力
波波
形
×10
−22
重力波の直接観測をしたい！
インスパイラル
合体
リングダウン
dx
ov
ps
ke
fg
w-
-a
32
ff
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b-
1/
ac
hz
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dx
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https://mediaassets.caltech.edu/gwave
WV
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g(00)
"
hz
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xo
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gw
--
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36
zn
波は重ね合わせで強くなったり弱くなったり
https://imgur.com
/gallery/0VhrXPV
レーザー干渉計による重力波検出のしくみ
Xd
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gw
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WV
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https://mediaassets.caltech.edu/gwave
Xd
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49A4g
rw
dh
hz
v
http://gwcenter.icrr.u-tokyo.ac.jp/plan/history
Kam
ioka Gravitational w
ave detector, (Large-scale Cryogenic G
ravitational wave Telescope)
望遠鏡の大きさ：基線長 3km
望遠鏡を神岡鉱山内に建設
鏡をマイナス250度
（20K）
まで
冷却
熱雑音を小さくするため
鏡の材質としてサファイア
光学特性に優れ、低温に冷却する
と熱伝導や機械的損失が少なくな
る
スーパー・カミオカンデ（ニュートリノ観測装置）
Super-K
amiokande
http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/
岐阜県・神岡の鉱山跡の空洞に巨大な水槽をつくり，
宇宙から飛来するニュートリノを観測する．
直径
40m
高さ
40m
梶田隆章（2015年
）
小柴昌俊（2002年
）
ノーベル物理学賞を受賞
Xd
xo
vp
sk
ef
gw
--
a
49A4g
rw
dh
hz
v
Kam
ioka Gravitational w
ave detector, (Large-scale Cryogenic G
ravitational wave Telescope)
Kieran CraigMartynov Denis
Seiji Kawamura
Hisaaki Shinkai
),
Xd
xo
vp
sk
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gw
--
a
,
49A4g
rw
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hz
v
Kam
ioka Gravitational w
ave detector, (Large-scale Cryogenic G
ravitational wave Telescope)
(
Xd
xo
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sk
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--
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49A4g
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9/5/
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9BSB
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aS4
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b
https://www.youtube.com/watch?v=aEPIwEJm
ZyE
重力波初検出を発表するライツィLIGO所
長
2016年
2月11日
“We had detected gravitational w
aves. We did it. ”
“我々は，重力波を検出した. やり遂げたのだ. ”
https://mediaassets.caltech.edu/gwave
重力波波形を音にすると．．．
始め2回
は実周波数，後の2回
は聞えやすいように+400Hz
13億光年先
太陽の36倍
と29倍
のブラッ
クホールが合体して，
太陽の62倍
のブラックホール
になった．
3倍の質量が消失E=
mc2
2015年9月14日
Anim
ation of the inspiral and collision of two black holes consistent w
ith the masses and spins of G
W170104. The top part of the m
ovie shows the black hole horizons (surfaces of "no return"). The initial tw
o black holes orbit each other, until they m
erge and form one larger rem
nant black hole. The shown black holes are spinning, and angular m
omentum
is exchanged among the tw
o black holes and with the orbit. This results
in a quite dramatic change in the orientation of the orbital plane, clearly visible in the m
ovie. Furthermore, the spin-axes of the black holes change, as visible through the colored patch on each black hole horizon, w
hich indicates the north pole. The low
er part of the movie show
s the two distinct gravitational w
aves (called 'polarizations') that the merger is em
itting into the direction of the camera. The m
odulations of the polarizations depend sensitively on the orientation of the orbital plane, and thus encode inform
ation about the orientation of the orbital plane and its change during the inspiral. Presently, LIG
O can only m
easure one of the polarizations and therefore obtains only lim
ited information about the orientation of the binary. This disadvantage w
ill be remedied w
ith the advent of additional gravitational wave detectors in Italy, Japan and India.
Finally, the slowed-dow
n replay of the merger at the end of the m
ovie makes it possible to observe the distortion of the new
ly formed rem
nant black hole, which decays quickly. Furtherm
ore, the remnant black hole is
"kicked" by the emitted gravitational w
aves, and moves upw
ard. (Credit: A
. Babul/H
. Pfeiffer/C
ITA/S
XS
.) - See m
ore at: http://ligo.org/detections/GW
170104.php#sthash.NZP
aW2LT.dpuf
http://ligo.org/detections/GW170104.php
著者1010人
PRL 16ペ
ージ
observed byLIG
O L1, H
1 source type black hole (BH
) binarydate
14 Sept 2015tim
e09:50:45 U
TC
likely distance 0.75 to 1.9 G
ly 230 to 570 M
pc
redshift0.054 to 0.136
signal-to-noise ratio24
false alarm prob.
< 1 in 5 million
false alarm rate
< 1 in 200,000 yr Source M
asses M⊙
total mass
60 to 70prim
ary BH32 to 41
secondary BH25 to 33
remnant BH
58 to 67
mass ratio
0.6 to 1prim
ary BH spin
< 0.7secondary BH
spin< 0.9
remnant BH
spin0.57 to 0.72
signal arrival time
delayarrived in L1 7 m
s before H
1likely sky position Southern H
emisphere
likely orientationface-on/off
resolved to~600 sq. deg.
duration from 30 H
z~ 200 m
s # cycles from
30 Hz
~10
peak GW
strain1 x 10
-21
peak displacement of
interferometers arm
s±0.002 fm
frequency/wavelength
at peak GW
strain150 H
z, 2000 km
peak speed of BHs
~ 0.6 cpeak G
W lum
inosity3.6 x 10
56 erg s -1
radiated GW
energy2.5-3.5 M
⊙
remnant ringdow
n freq. ~ 250 Hz
.
remnant dam
ping time ~ 4 m
s .
remnant size, area
180 km, 3.5 x 10
5 km2
consistent with
general relativity?passes all tests
performed
graviton mass bound
< 1.2 x 10-22 eV
coalescence rate of binary black holes
2 to 400 Gpc
-3 yr -1
online trigger latency~ 3 m
in # offline analysis pipelines 5
CPU hours consum
ed~ 50 m
illion (=20,000 PCs run for 100 days)
papers on Feb 11, 2016 13
# researchers~1000, 80 institutions
in 15 countries
BA
CK
GR
OU
ND
IMA
GE
S: T
IME
-FR
EQ
UE
NC
Y T
RA
CE
(TO
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P), B
ES
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EF
OR
M (M
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-BO
TT
OM
)
GW
15
09
14
:FA
CT
SH
EE
T
first direct detection of gravitational waves (G
W) and first direct observation
of a black hole binary
Detector noise introduces errors in m
easurement. Param
eter ranges correspond to 90% credible bounds.
Acronym
s: L1=LIGO
Livingston, H1=LIG
O H
anford; Gly=giga lightyear=9.46 x 10
12 km; M
pc=mega
parsec=3.2 million lightyear, G
pc=103 M
pc, fm=fem
tometer=10
-15 m, M
⊙=1 solar m
ass=2 x 1030 kg
13億光年先
（400±170 M
pc）
（z=0.054̶
0.136）
36Msun + 29 M
sun のBHが
合体して 62 M
sun （3 M
sun分の質量が消失）
重力波が検出された！
重力波が検出できた！
BHが存在した！
BH連星が存在した！
相対論が第0近似として正しい！
2016年2月
，LIGOが
重力波を初めて検出した，と発表した
毎日新聞 2016/2/13
東京新聞 2016/2/12
「窮理」 2016/８
2017年1月センター試験 国語
小林博司「科学コミュニケーション」 58
2017年1月センター試験 国語
小林博司「科学コミュニケーション」
GW150914
observed byLIG
O L1, H
1 source type black hole (BH
) binarydate
14 Sept 2015tim
e09:50:45 U
TC
likely distance 0.75 to 1.9 G
ly 230 to 570 M
pc
redshift0.054 to 0.136
signal-to-noise ratio24
false alarm prob.
< 1 in 5 million
false alarm rate
< 1 in 200,000 yr Source M
asses M⊙
total mass
60 to 70prim
ary BH32 to 41
secondary BH25 to 33
remnant BH
58 to 67
mass ratio
0.6 to 1prim
ary BH spin
< 0.7secondary BH
spin< 0.9
remnant BH
spin0.57 to 0.72
signal arrival time
delayarrived in L1 7 m
s before H
1likely sky position Southern H
emisphere
likely orientationface-on/off
resolved to~600 sq. deg.
duration from 30 H
z~ 200 m
s # cycles from
30 Hz
~10
peak GW
strain1 x 10
-21
peak displacement of
interferometers arm
s±0.002 fm
frequency/wavelength
at peak GW
strain150 H
z, 2000 km
peak speed of BHs
~ 0.6 cpeak G
W lum
inosity3.6 x 10
56 erg s -1
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energy2.5-3.5 M
⊙
remnant ringdow
n freq. ~ 250 Hz
.
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ping time ~ 4 m
s .
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180 km, 3.5 x 10
5 km2
consistent with
general relativity?passes all tests
performed
graviton mass bound
< 1.2 x 10-22 eV
coalescence rate of binary black holes
2 to 400 Gpc
-3 yr -1
online trigger latency~ 3 m
in # offline analysis pipelines 5
CPU hours consum
ed~ 50 m
illion (=20,000 PCs run for 100 days)
papers on Feb 11, 2016 13
# researchers~1000, 80 institutions
in 15 countries
BA
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GR
OU
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ES
T F
IT W
AV
EF
OR
M (M
IDD
LE
-BO
TT
OM
)
GW
15
09
14
:FA
CT
SH
EE
T
first direct detection of gravitational waves (G
W) and first direct observation
of a black hole binary
Detector noise introduces errors in m
easurement. Param
eter ranges correspond to 90% credible bounds.
Acronym
s: L1=LIGO
Livingston, H1=LIG
O H
anford; Gly=giga lightyear=9.46 x 10
12 km; M
pc=mega
parsec=3.2 million lightyear, G
pc=103 M
pc, fm=fem
tometer=10
-15 m, M
⊙=1 solar m
ass=2 x 1030 kg
GW170814
duration from 30 H
z ~ 0.26 to 0.28 s
# of cycles from 30 H
z~ 15 to 16
credible region sky area (w
ith V1)credible region sky area
(without V1)
latitude, longitude (at tim
e of arrival)
sky locationin direction of
Eridanus constellation
*RA, D
ec
peak stretching of interferom
eter arm
(H1, L1, V1)
~ ± 1.2, 1.2, 0.8 am
frequency at peak G
W strain
155 to 203 Hz
wavelength at peak
GW
strain1480 to 1930 km
peak GW
luminosity
radiated GW
energy
remnant ringdow
n freq. 312 to 345 Hz
remnant dam
ping time 3.1 to 3.6 m
s
consistent with general
relativity?passes all tests
performed
evidence for dispersion of G
Ws
none
observed byH
1, L1, V1
source type black hole (BH) binary
date14 A
ug 2017
time
10:30:43 UTC
online trigger latency~ 30 s
signal arrival time delay
at L1 8 ms before H
1 and 14 m
s before V1
signal-to-noise ratio18
false alarm rate
probability of noise producing V1 SN
R peak
distance1.1 to 2.2 billion
light-yearsredshift
0.07 to 0.14
total mass
primary BH
mass
secondary BH m
ass
mass ratio
0.6 to 1.0
remnant BH
mass
remnant BH
spin0.65 to 0.77
remnant size
(effective radius)139 to 153 km
remnant area
effective spin parameter
-0.06 to 0.18
effective precession spin param
eterunconstrained
≲ 1 in 27 000 years
GW
17
08
14
:FA
CT
SH
EE
T
~ 6, 6, 5
Parameter ranges correspond to 90%
credible intervals. L1/H
1=LIGO
Livingston/Hanford, V1=Virgo, am
=attometer=10
-18 m, M
⊙ =1 solar mass=2 x 10
30 kg Background Im
ages (H1, L1, V1 from
left to right): time-frequency trace (top), sky m
aps (middle), and tim
e series w
ith reconstructed waveform
s from m
odeled and un-modeled searches (bottom
) * M
aximum
a Posteriori estimates
3.2 to 4.2 × 1056
erg s -1
2.4 to 2.9 x 105 km
2
28 to 36 M⊙
51 to 56 M⊙
53 to 59 M⊙
21 to 28 M⊙
2.4 to 3.1 M⊙ c
2
45° S, 73° W
0.3%03
h11m, -44°57
m
60 deg2
1160 deg2
Peak GW
strain (10-22)
(H1, L1, V1)
アメリカ LIGO 2台
と，
ヨーロッパ Virgoの
3台の
同時観測に成功
Sk
y M
ap
of L
IGO
's B
lac
k-H
ole
Me
rge
rs. This three-
dim
ensional projection of the M
ilky Way g
alaxy onto a transp
arent glob
e shows the p
robab
le locations of the th
ree
con
firme
d
LIGO
b
lack-h
ole
me
rge
r eve
nts—
GW
150914 (b
lue), G
W151226
(orange),
and
the m
ost recent
detection
GW
170104 (m
agenta)—
and
a fourth
possib
le d
etection, at
lower
significance
(LVT151012,
green). The
outer contour
for each
represents
the 90
pe
rcen
t co
nfid
en
ce re
gio
n;
the
inn
erm
ost
con
tou
r sig
nifies the 10 percent confid
ence region. [Im
age cred
it: LIG
O/C
altech/MIT/Leo
Singer
(Milky W
ay im
age:
Axel
Melling
er)] -
See m
ore at:
http://lig
o.org/d
etections/G
W170104.p
hp#
sthash.pw
Wd
VLL4.d
puf
Fo
rec
astin
g
LIG
O
De
tec
tion
s
in
the
T
hre
e-D
ete
cto
r E
ra.
This m
ap
illustrates how the ad
dition of the V
irgo d
etector, scheduled
to come online this
summ
er, could im
prove the localization of sources of g
ravitational waves. The
map
shows the estim
ated locations of the four b
lack-hole merg
er events detected
b
y LIGO
to date (includ
ing one event seen at low
er significance), after includ
ing
hypothetical V
irgo d
ata. Outer contours rep
resent the 90 percent confid
ence reg
ion; innermost contours sig
nify the 10 percent confid
ence region. [Im
age
credit: LIG
O/C
altech/MIT/Leo Sing
er (Milky W
ay imag
e: Axel M
ellinger)] - See
more at: http
://ligo.org
/detections/G
W170104.p
hp#
sthash.NZPaW
2LT.dp
uf
http://ligo.org/detections/GW170104.php
65
2017年8月17日
2017年10月
，LIGO/Virgoが
中性子星連星の合体によって
生じた重力波を初めて検出した，と発表した
連星中性子星合体 重力波検出，多くの天文台が同時観測
2017/10/16
GW170817
これまでの
BHBH合体
による重力波
今回のNSNS
合体による重力波
連星中性子星合体 重力波検出，多くの天文台が同時観測
GW170817
連星中性子星合体 重力波検出，多くの天文台が同時観測
GW170817
Figure
2.Tim
elineof
thediscovery
ofGW170817,G
RB170817A
,SSS17a/AT2017gfo,and
thefollow
-upobservations
areshow
nby
messenger
andwavelength
relativeto
thetim
etc ofthe
gravitational-wave
event.Twotypes
ofinformation
areshow
nforeach
band/messenger.First,the
shadeddashes
representthetim
eswhen
information
was
reportedin
aGCN
Circular.T
henam
esof
therelevantinstrum
ents,facilities,orobserving
teamsare
collectedatthe
beginningof
therow
.Second,representative
observations(see
Table
1)in
eachband
areshow
nas
solidcircles
with
theirareas
approximately
scaledby
brightness;thesolid
linesindicate
when
thesource
was
detectableby
atleast
onetelescope.M
agnificationinsets
giveapicture
ofthe
firstdetections
inthe
gravitational-wave,
gamma-ray,optical,X
-ray,andradio
bands.They
arerespectively
illustratedby
thecom
binedspectrogram
ofthe
signalsreceived
byLIG
O-H
anfordand
LIG
O-Livingston
(seeSection
2.1),the
Ferm
i-GBM
andINTE
GRAL/SPI-A
CSlightcurves
matched
intim
eresolution
andphase
(seeSection
2.2),15×
15postage
stamps
extractedfrom
theinitial
sixobservations
ofSSS17a/A
T2017gfo
andfour
earlyspectra
takenwith
theSA
LT
(attc +
1.2days;
Buckley
etal.
2017;McC
ullyet
al.2017b),
ESO
-NTT
(attc +
1.4days;Sm
arttetal.2017),theSO
AR4m
telescope(attc +
1.4days;N
icholletal.2017d),andESO
-VLT-X
Shooter(attc +2.4
days;Smarttetal.2017)as
describedin
Section2.3,
andthe
firstX-ray
andradio
detectionsof
thesam
esource
byChandra
(seeSection
3.3)and
JVLA
(seeSection
3.4).In
orderto
showrepresentative
spectralenergy
distributions,eachspectrum
isnorm
alizedto
itsmaxim
umand
shiftedarbitrarily
alongthe
lineary-axis
(noabsolute
scale).The
highbackground
inthe
SALTspectrum
below4500Å
preventsthe
identificationof
spectralfeatures
inthis
band(for
detailsMcC
ullyet
al.2017b).
4
TheAstroph
ysicalJou
rnal
Letters,
848:L12
(59pp),2017
October
20Abbott
etal.
波源はNGC4993 (40M
pc先）!
連星中性子星合体 重力波検出，多くの天文台が同時観測
GW170817今
回もブラックホール連星合体の波形と考え
られる．太陽質量の35倍
と，25倍
のブラック
ホールが合体して，53.2倍
のブラックホール
が形成された．距離は，18億
光年先．
PM
3
14
A
8
W
周期表 (periodic table)
1±1
�"
→29
+2,1 ←
-�@=GJN�B��
2�'+:→
← �'+< )BEBC����>H?�'
11s
�' ���,�:→
�' �*,�:→
750��'
←�/
850��'
3+1
4+290��'
90��'
5+3
6−4
7−3
8−2
9−1
10
��@��
��C���
22s
2p
��@��
��C�%��
������BD;FAG�'
11+1
12+2
13+3
14−4
15−3
16−2
17−1
18
19+1
20+2
21+3
22+4,3,2
23+5,2,3,4
24+3,2,6
25+2,3,4,6,7
26+3,2
27+2,3
28+2,3
29+2,1
30+2
31+3
32+4,2
33−3
34−2
35−1
36
37+1
38+2
39+3
40+4
41+5,3
42+6,3,5
43+7,4,6
44+4,3,6,8
45+3,4,6
46+2,4
47+1
48+2
49+3
50+4,2
51+3,5
52−2
53−1
54
55+1
56+2
72+4
73+5
74+6,4
75+7,4,6
76+4,6,8
77+4,3,6
78+4,2
79+3,1
80+2,1
81+1,3
82+2,4
83+3,5
84+4,2
8586
750��'
87+1
88+2
104105
106107
108109
110111
112113
114115
116117
11890��'
��amJi
57+3
58+3,4
59+3,4
60+3
61+3
62+3,2
63+3,2
64+3
65+3,4
66+3
67+3
68+3
69+3,2
70+3,2
71+3
lanthanides(�II�]0�
)(rare earth m
etals)
IScmJi
89+3
90+4
91+5,4
92+6,3,4,5
93+5,3,4,6
94+4,3,5,6
95+3,4,5,6
96+3
97+3,4
98+3
99+3
100+3
101+3,2
102+2,3
103+3
actinides
17VII A
He
�'
4w�K�
hydrogencopper
helium
Period
1I A18
VIII A
H2II A
Cu
13III A
14IV A
15V A
16VI A
1.00863.55
4.003
LiB
eB
CN
OF
Ne
�cK�
x��K�
zK'
!'
&'
.'
td'
lN�
fluorineneon
6.9419.012
10.8112.01
14.0116.00
19.0020.18
lithiumberyllium
boroncarbon
nitrogenoxygen
33s
3pN
aM
g3III B
4IV B5V B
6VI B7
VII B
SiP
SC
lA
rjh�K�
}Tl[K�
I�~kK�
UJ'
��
8VIII B
9VIII B
10VIII B
11I B12II B
Al
$6
�'
I�X�
sodiumm
agnesiumalum
inumsilicon
phosphorussulfur
chlorineargon
22.9924.31
26.9828.09
30.9732.07
35.4539.95
44s
3d4p
KC
aSc
TiV
Cr
O�K�
O�[K�
]O�\K�
ca�
oj\K�
S��
39.1040.08
44.9647.87
50.9452.00
potassiumcalcium
SeB
rK
rM
nFe
Co
Ni
Cu
ZnG
aG
eA
sP�K�
V�}kK�
q'
_��
('
S�vh�
}�P�
1Wo�h
kdU�
4�2
kryptonm
anganeseiron
cobaltnickel
copperzinc
galliumgerm
aniumarsenic
scandiumtitanium
vanadiumchrom
ium
69.7272.64
74.9278.96
79.90selenium
bromine
55s
4d5p
Rb
SrY
ZrN
bM
oTc
Ru
Rh
Pd�r\K�
]h��cK�
Jdh�K�
\�WkK�
kNu
��ug�
85.4787.62
88.9191.22
In
83.8054.94
55.8558.93
58.6963.55
65.41
TeI
XeSn
SbA
gC
dJ�\K�
]^
I�c��
f��
�K'
Q_m�
fSlcK�
�fkK�
�\K�
p�\K�
3Oi~K�
telluriumiodine
xenontechnetium
rutheniumrhodium
palladiumsilver
cadmium
92.9195.94
indiumtin
antimony
rubidiumstrontium
yttriumzirconium
niobiumm
olybdenum
114.8118.7
121.8127.6
126.9131.3
98101.1
102.9106.4
107.9112.4
66s
† 5d
57�
71
6pC
sB
aB
iPo
At
Rn
_[K�
o�K�
ntkK�
a�a�
a�T]f�
�kK�
IrPt
Au
Hg
TlPb
��amJi
Hf
TaW
Re
Os
2r]}]
|�kK�
I]ac�
�i�
cesiumbarium
N]~K�
J�\K�
#0
0�3
a�K�
lanthanidespolonium
astatineradon
132.9137.3
platinumgold
mercury
thalliumlead
bismuth
hafniumtantalum
tungstenrhenium
osmium
iridium
178.5180.9
183.8204.4
207.2209.0
209210
222186.2
190.2192.2
195.1197.0
200.6
77s
‡ 6d
89�
103
7pFr
Ra
Mc
LvTs
Og
t��[K�
�\K�
�Zz�\K�
iukK�
[�{�RK�
{��K�
Mt
Ds
Rg
Cn
Nh
FlIScmJi
Rf
Db
SgB
hH
snd[K�
}Jhl�K�
b��]acK�
��hVkK�
223226
hassiumm
eitneriumdarm
stadtiumroentgentium
actinidesrutherfordium
dubniumseaborgium
bohriumfrancium
radium
261
† 4fLa
Ce
PrN
dPm
SmEu
272262
266264
277268
281
v�_N\�
lN\�
v��cK�
Y}�K�
�K�sK�
Pi�kK�
Gd
Tb
145150.4
Md
No
ytterbium
293294
285284
289288
292
YbLu
Dy
Ho
ErTm
lutetium�fcK�
f�rK�
\]v�[K�
z�~K�
M�rK�
e�K�
curium
Jdf�rK�
��a�
_�K�
dysprosiumholm
iumerbium
thulium
O�z�kK�IJ�]aJkK�
tL�~K�
��g�rK�
168.9173.0
Q��K�
lanthanumcerium
praseodymium
neodymium
promethium
samarium
europiumgadolinium
terbium
o�S�K�
175.0
‡ 5fA
cTh
PaU
Np
Pu
152.0157.3
158.9162.5
164.9167.3
138.9140.1
140.9144.2
protactiniumuranium
neptuniumplutonium
americium
berkeliumcalifornium
einsteiniumferm
iumm
endeleviumnobelium
actiniumthorium
LrISckK�
h�K�
v�hISckK�
K��
lvekK�
v�hkK�
I��[K�
Am
Cm
Bk
Cf
EsFm
m�x�K�
����[K�
227232.0
231.0238.0
237239
243247
247
fl[�
NPl`�
251252
257258
259262
lawrencium
tennessineoganesson
copernicumnihonium
�o��K�
Wy�k[K�
t��rK�
fleroviumm
oscoviumliverm
oriumkzkK�
�]WrK�
1±1
11s
3+1
4+2
22s
11+1
12+2
19+1
20+2
37+1
38+2
55+1
56+2
87+1
88+2
lanthanides
(rare earth metals)
actinides
1.008
LiB
e�bK~
w��K~
ig�K~
|Tk[K~
O�K~
O�[K~
�q\K~
]g��bK~
_[K~
n�K~
s��[K~
�\K~
cesiumbarium
223226
77s
FrR
afrancium
radium
132.9137.3
66s
Cs
Ba
85.4787.62
rubidiumstrontium
Sr5
5sR
b
39.1040.08
33s
potassiumcalcium
44s
KC
a
22.9924.31
sodiumm
agnesium
Na
Mg
6.9419.012
lithiumberyllium
hydrogen
Period
1I AH2II A
�'
�"
→29
+2,1 ←
-�@=GJN�B��
2�'+:→
← �'+< )BEBC����>H?�'
�' ���,�:→
�' �*,�:→
750��'
←�/
850��'
90��'
90��'
5+3
6−4
7−3
8−2
9−1
10
��@��
��C���
2p
��@��
��C�%��
������BD;FAG�'
13+3
14−4
15−3
16−2
17−1
18
21+3
22+4,3,2
23+5,2,3,4
24+3,2,6
25+2,3,4,6,7
26+3,2
27+2,3
28+2,3
29+2,1
30+2
31+3
32+4,2
33−3
34−2
35−1
36
39+3
40+4
41+5,3
42+6,3,5
43+7,4,6
44+4,3,6,8
45+3,4,6
46+2,4
47+1
48+2
49+3
50+4,2
51+3,5
52−2
53−1
54
72+4
73+5
74+6,4
75+7,4,6
76+4,6,8
77+4,3,6
78+4,2
79+3,1
80+2,1
81+1,3
82+2,4
83+3,5
84+4,2
8586
750��'
104105
106107
108109
110111
112113
114115
116117
11890��'
57+3
58+3,4
59+3,4
60+3
61+3
62+3,2
63+3,2
64+3
65+3,4
66+3
67+3
68+3
69+3,2
70+3,2
71+3
89+3
90+4
91+5,4
92+6,3,4,5
93+5,3,4,6
94+4,3,5,6
95+3,4,5,6
96+3
97+3,4
98+3
99+3
100+3
101+3,2
102+2,3
103+3
Q��K~
n�S�K~
\]u�[K~
y�}K~
M�qK~
d�K~
O�y�jK~IJ�]`JjK~
sL�}K~
��f�qK~
57�
71
89�
103
��`�
_�K~
u�_N\~
kN\~
��gVjK~
Wx�j[K~
��`lJh
lanthanidesrhenium
osmium
iridiumplatinum
ISblJh
actinideshtjK~
[�z�RK~
z��K~
mc[K~
|Jgk�K~
a�~]`bK~
J�\K~
#0
0
293hassium
meitnerium
darmstadtium
roentgentium
207.2209.0
209210
{�jK~
�n��K~
s��qK~
63.554.003
BC
15V A
16VI A
17VII A
yK'
!'
&'
.'
sc'
kN�
NO
FN
e
158.9138.9
140.1140.9
144.2145
150.4
msjK~
`�`�
`�T]e�
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N]}K~
I�}jK~
��
$6
UJ'
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V�|jK~
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P�K~
I�b��
e��
72.6474.92
78.96selenium
sulfur�'
I�X�
S�ug�
Q_l�
('
�K'
�h�
�3
4
eSkbK~
�ejK~
�\K~
o�\K~
3Oh}K~
Rn
126.9131.3xenon
cadmium
indiumtin
antimony
telluriumJ�\K~
]^
`�K~
2q]|]nobelium
162.5164.9
167.3168.9
173.0thulium
ytterbium
TmYb
289288
292
204.4
����[K~
I]`b�
�ebK~
l�w�K~
No
Cm
Bk
Cf
Es
227232.0
231.0238.0
237239
243247
247251
252257
258259
ISbjK~
g�K~
u�gISbjK~
K��
actiniumthorium
protactiniumuranium
neptunium
294
† 4fLa
Ce
PrN
d
277268
281272
285284
lanthanumcerium
praseodymium
neodymium
promethium
samarium
PmSm
Eu
152.0157.3
europium
262
261262
266264
u��bK~
Y|�K~
�K�rK~
Ph�jK~
gadoliniumterbium
dysprosiumholm
iumerbium
Ho
ErG
dTb
Dy
‡ 5fA
cTh
Pa
ununoctiumcopernicum
ununtriumflerovium
ununpentiumliverm
oriumununseptium
seaborgiumbohrium
lawrencium
rutherfordiumdubnium
e�qK~
kudjK~
u�gjK~
I��[K~
Lr
Jce�qK~
175.0
UN
pplutonium
americium
PuA
mcurium
berkeliumcalifornium
einsteiniumferm
iumm
endelevium
FmM
d
LvU
usU
uoC
nU
utFl
Uup
�Zy�\K~
Hs
Mt
183.8
‡ 6d7p
Ds
Rg
Rf
Db
SgB
h
radongold
mercury
thalliumlead
bismuth
poloniumtantalum
tungsten222
186.2190.2
192.2195.1
197.0200.6
lutetium
hafnium
Lu
astatine178.5
180.9
TlPb
Bi
PoA
tR
eO
sIr
PtA
uH
gH
fTa
W
127.6114.8
118.7121.8
SnSb
TeI
† 5d6p
106.4107.9
112.488.91
91.2292.91
95.9498
101.1102.9
Xeyttrium
zirconiumniobium
Ru
Rh
PdA
gC
dIn
YZr
Nb
Mo
Tciodine
molybdenum
technetiumruthenium
rhodiumpalladium
4d5p
55.8558.93
58.6963.55
65.41
silverJcg�K~
\�WjK~
jNt
��tf�
bromine
krypton
44.9647.87
50.9452.00
54.94nickel
copperzinc
galliumgerm
aniumarsenic
79.9083.80
69.72
Kr
scandiumtitanium
vanadiumchrom
iumm
anganeseiron
cobalt
ZnG
aG
eA
sSe
Br
Cr
Mn
FeC
oN
iC
u3d
4pSc
TiV
]O�\K~
b`�
ni\K~
S�~
|�P�
1Wn�g
jcU�
4�2
chlorineargon
26.9828.09
30.9732.07
35.4539.95
SiP
SC
lA
ralum
inumsilicon
phosphorus
8VIII B
9VIII B
10VIII B
11I B12II B
Al
3p3III B
4IV B5V B
6VI B7
VII B
fluorineneon
10.8112.01
14.0116.00
19.0020.18
boroncarbon
nitrogenoxygen
He
copperhelium
18VIII A
Cu
13III A
14IV A
v�K~
宇宙の始まりは素粒子．
だんだんと冷えるにしたがって水素 (H)が
形成．
集まって星ができ，核融合で恒星になる．
しかし，核融合は，鉄(Fe)ま
でしか進まない．
現在，周期表に Fe よ
り重い元素があるのは何故か？
超新星爆発で作られた！
中性子星連星合体で作られた！
dx
ov
ps
ke
fg
w-
-a
55
(a
BB(
FIG.10.
Time-frequency
maps
andreconstructed
signalwaveform
sfor
theten
BBH
events.Each
eventis
representedwith
threepanels
showing
whitened
datafrom
theLIG
Odetector
where
thehigher
SNRisrecorded.T
hefirstpanel
showsanorm
alizedtim
e-frequency
powerm
apofthe
GW
strain.The
remaining
pairofpanelsshow
stim
e-domain
reconstructionsofthe
whitened
signal,inunits
ofthestandard
deviationofthe
noise.The
upperpanelsshow
the90%
credibleintervals
fromthe
posteriorprobabilitydensity
functionsof
thewaveform
timeseries,inferred
usingCBCwaveform
templates
fromBayesian
inference(LALI N
FERENCE)
with
thePhenom
Pmodel(red
band)and
bythe
BAYESW
AVEwaveletm
odel(blueband)
[53].The
lower
panelsshow
thepointestim
atesfrom
thecW
Bsearch
(solidlines),along
with
a90%
confidenceinterval(green
band)derived
fromcW
Banalyses
ofsim
ulatedwaveform
sfrom
theLALI N
FERENCECBCparam
eterestim
ationinjected
intodata
neareach
event.Visible
differencesbetw
eenthe
differentreconstructionmethods
areverified
tobe
consistentwith
anoise
origin(see
thetext
fordetails).
GWTC-1:
AGRAV
ITATIO
NAL-W
AVETRANSIE
NTCATA
LOG
…PH
YS.
REV.
X9,
031040(2019)
031040-21
)(0
rbbb
Inspiral
MergerRingdow
n
5f
WNRSV
SIW"
5����"
ns
t
テンプレートを使わず，データから波形を再構築．
nf
)"d
9CNVLS
)f
真貝寿明（大阪工大）
2019/9/20 物理学会 ＠ 山形大学
f
dx
ov
ps
ke
fg
w-
-a
76
2017/6/20
2034年に打ち上げ予定
250万km
の腕の長さ
地球の公転軌道のL4
低周波数帯（mHzか
らHz帯
）
B4gh
8B4
WV
RXVK
VSXVB
H4RX
RR
dx
ov
ps
ke
fg
w-
-a
77
1000kmの腕の長さ
低周波数帯（deciHzか
らHz帯
）
●●
●
■■
■■
■
◆◆
◆◆
◆
▲▲
▲▲
▲
▼▼
▼▼
▼
○○
○○
○
□□
□□
�� -�����
����
�� -��
�� -��
�� -��
�� -��
��������������������-
���������
周波数[Hz]
重力波の検出感度
eLISA
bKAGRAB-DECIGO
10M+10M
10^3M+10^3M
10^5M+10^5M
宇宙全体スケールで
巨大ブラックホール連星合体の
重力波が検出できる
銀河中心の超巨大ブラックホール
形成過程がわかる
宇宙の膨張速度がわかる
786
9g
h
7HN
MVX
RXVK
VSXV9V
NXXNSR
GWV
XSV
伊能忠敬
江戸時代，日本中で
精密な測量をして地図を作成
dx
ov
ps
ke
fg
w-
-a
78
宇宙全体スケールで
巨大ブラックホール連星合体の
重力波が検出できる
銀河中心の超巨大ブラックホール
形成過程がわかる
f
RXV
RXV
XSVO
SKXNH
XXNH6SHOW
dx
ov
ps
ke
fg
w-
-a
0
sr
e
fn
n
cc
ffc
重力波天文学で何がわかる？
とんでもないこと？
世の中，実は5次元．．とか
可視光赤外
X線ガンマ線
電波
重力波����
�����
マルチ・メッセンジャー天文学の誕生
毎日文化センター 2019年
度
4月25日
天文学と宇宙物理学：観測技術の進展と星までの距離の測定
5月23日
惑星探査と太陽系外惑星探査：地球外生命体は見つかるか？
6月27日
星とブラックホールと惑星系と銀河：構造形成は何が先か？
7月25日
超新星爆発と宇宙論：６つのパラメータで描かれる膨張宇宙
8月29日
初期宇宙と素粒子物理：高次元モデルが描くビッグバン以前
9月26日
重力波と重力理論：アインシュタインはどこまで正しいか？
I.
WWW
PJBD
KJS
SIJLBJ
NBJ
JDIJ
xy
r
bʻ
kj
pi
mc
ご聴講ありがとうございました．
