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地上レーザー干渉計ネットワークによる連星合体重力波のパラメータ決定精度

地上レーザー干渉計ネットワークによる連星合体重力波のパラメータ決定精度. 大豊ゆかり， ○ 田 越 秀行 （大阪大学）. 物理学会 2010/03/22 岡山大学. 目的. 地上レーザー干渉計の有力なターゲット・・・コンパクト連星合体 コンパクト 連星合体 のインスパイラル波形を、レーザー干渉計ネットワークにより 検出する際の、パラメータ決定精度を調べる． 波形は、 ポストニュートニアン波形の Restricted wave form と、 Full wave form の 両方を用いて、結果を比較する ．

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地上レーザー干渉計ネットワークによる連星合体重力波のパラメータ決定精度

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Presentation Transcript

  1. 地上レーザー干渉計ネットワークによる連星合体重力波のパラメータ決定精度地上レーザー干渉計ネットワークによる連星合体重力波のパラメータ決定精度 大豊ゆかり，○田越秀行 （大阪大学） 物理学会 2010/03/22 岡山大学

  2. 目的 地上レーザー干渉計の有力なターゲット・・・コンパクト連星合体 コンパクト連星合体のインスパイラル波形を、レーザー干渉計ネットワークにより 検出する際の、パラメータ決定精度を調べる． 波形は、ポストニュートニアン波形のRestricted wave formと、Full wave formの 両方を用いて、結果を比較する． レーザー干渉計は第２世代(Advanced LIGO(aLIGO) - Advanced VIRGO - LCGT) と第３世代(Einstein Telescope (ET)相当)を想定する． 地上の３、４台の検出器を用いるので、方向が決まる．

  3. コンパクト連星合体波形 2.5PN Full Wave Form formula (FWF) for plus and cross modes レーザー干渉計が受ける波形 by Dhurandhar, Tinto (‘88)

  4. FWFとRWF FWF(Full Wave Form) 既知のすべてのモードを含む (n=0..5, k=1..7) 一方、通常使われる波形はRWF(Restricted Wave Form) と呼ばれ、 n=0, k=2 のモードのみを含み、また、フーリエ変換の際に生じる振幅の補正項 を無視する．

  5. 過去の仕事 FWFを用いた研究 Sintesand Vecchio(’00,’00) initial LIGO, LISA Hellingsand Moore (’02,’03) LISA van den Broeck, Sengupta (’07,’07) FWF, aLIGO, EGO Trias and Sintes (‘07) LISA Arun et al. (’07,’07) LISA 地上干渉計ネットワーク(複数台)でのパラメータ決定精度 Jaranowski, Krolak et al. (’94,’96) RWF, Fisher行列 Pai,Dhurandhar,Bose(’01) RWF, Fisher行列(１例) Röver,Meyer,Christensen (‘07) FWF, MCMCシミュレーション

  6. FWFとRWF, Mass reach S/Nが変わる Van Den Broeck and Sengupta (‘07) Advanced LIGO EGO m1+m2=10:1

  7. パラメータ推定誤差 Maximum likelihood 法による重力波信号検出を想定する．（ネットワーク解析） それによるパラメータ推定誤差をフィッシャー行列により評価する． 複数の検出器のときは、検出器間のノイズに相関がなければ、 検出器ネットワークのFisher行列は、各検出器のFisher行列の和になる． 誤差 の分布

  8. Detectors Detector location : current LIGO, VIRGO and planned LCGT site LIGO-Hanford LIGO-Livingstone VIRGO LCGT Noise power spectrum・・・ assume all detectors have the same spectrum Advanced LIGO Einstein telescope (red curve) arXiv:0906.2655

  9. 計算 重力波を記述するパラメータ 偏極角 方向 Inclination angle 取り入れる効果 • 検出器が違う方向を向く（地球の曲率）(Dhurandhar,Tinto (‘88),Pai,Dhurandar,Bose(‘01)) • 検出器間での重力波の到達時刻の違い • 地球回転 質量パラメータ (1.4, 1.4)Msolar, (10,1.4)Msolar, (10,10)Msolar (aLIGO, ET) (100,10)Msolar – (800,10)Msolar (ETのみ）

  10. Parameter estimation errors (1) Advanced LIGO noise spectrum Signal to noise ratio at each detector Parameter estimation errors

  11. Parameter estimation errors (3) Signal to noise ratio at each detector ET-C noise spectrum Parameter estimation errors (4 detectors)

  12. Parameter estimation error (5) ET-C noise spectrum 方向の誤差（立体角）[sr] ln(r)の誤差

  13. まとめ • FWFの効果は10Msolar以下の連星では，aLIGO，ET両方で小さい． • ETの場合，100Msolar以上では，距離と方向の誤差は，FWFを使うことで小さくなる．特に距離の誤差は半分以下になる． • ETの場合，距離の誤差は10Msolar以下では数%程度，100Msoalr以上では0.2%程度． • 方向の誤差は10Msolar以下で1-2分x 5-10分角. • 一方，aLIGOでは，方向の誤差は10-4steradian程度で，これは1°程度．また，距離の誤差は数１０％． • 以上の結果は方向などによって多少変わる．今後より多くの方向パラメータの組を調べて以上の結果を確認する．

  14. Summary • The effect of the FWF is small in the case of mass less than 10Msolar • both in Advanced LIGO and Einstein Telescope. • In the case of ET, at higher mass (more than 100Msolar, 10Msoar), • the parameter estimation error of distance and direction are improved • by using FWF. • The error of distance becomes 1/2 compared to the RWF case. • In the case of ET, distance is determined with a few % accuracy • for mass less than 10Msolar, and around 0.2 % for mass larger • than 100-800Msolar+10Msolar. • On the other hand, in the case of Advanced LIGO, the error of direction • is determined only 10-4steradian which is around 1°. • Distance is determined with error of several 10 %. • (But the these value of errors depend on ) • Larger parameter space of should be investigated in order • to confirm these results.

  15. Parameter estimation error ET-C noise spectrum

  16. コンパクト連星合体波形 Inspiral phaseでの重力波波形 (ポストニュートニアン(PN)近似波形) 運動方程式: 3.5PN エネルギー放出率・・・3.5PN 軌道半径変化率・・・3.5PN 重力波 軌道運動の位相の式・・・3.5PN (重力波の位相の式) 波形・・・2.5PN

  17. コンパクト連星合体 中性子星連星リスト

  18. データ解析の基礎(4) • ノイズがガウスノイズの時 Likelihood ratio :sが存在するとき，xを観測する確率 :sが存在しないとき，xを観測する確率 より と書ける よって，P(x|0)を求めればよい． ノイズn(t): 平均値=0のガウス過程とする

  19. データ解析の基礎(5) 多変量ガウス分布より， 従って

  20. データ解析の基礎(7) Maximum likelihood estimation の最大値を与えるを，の推定値とする． の指数部分（対数尤度比） とする．　　は真の値 信号sは強く，Lはに強いピークを持つと仮定する． とおき，　　　の１次まで評価．

  21. データ解析の基礎(8) 前ページからの続き :Fisher行列 はガウス変数 平均 共分散行列 従って　　　も同じく平均0,共分散のガウス分布に従う

  22. aLIGO EGO ET-B ET-C

  23. Parameter estimation errors (2) Advanced LIGO noise spectrum Signal to noise ratio at each detector Parameter estimation errors

  24. Parameter estimation error (4) ET-C noise spectrum

  25. World wide network for GW astronomy GEOHF LIGO(I) Hanford LCGT Adv. LIGO (under construction since 2008. Operation starts in 2014） LCGT, Budget request for 2011 Virgo Adv. Virgo (design) LIGO(I) Livingston AIGO (budget request) ET (planed) A network of detectors is indispensable to position the source and to obtain large sky coverage

  26. コンパクト連星合体 コンパクト連星合体レート Kalogera et al. (‘04) LCGT design document ver.3 (‘09)

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