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DECIGOの干渉計方式
安東 正樹
(東京大学 理学系研究科 物理学教室)
DECIGO-WG
スペース重力波アンテナ(DECIGO)ＷＧ第4回ミーティング (2006年05月11日 国立天文台, 東京)
DECIGOの干渉計方式 (1)
DECIGOの干渉計方式
2つの可能性
位相同期による光増幅反射 (LISA)
相手のS/Cからの光と
自らのレーザー光源の位相を同期
→ 相手のS/Cへ打ち返す
ヘテロダイン検波による変動検出
来た光とのビート周波数で検出
長基線の干渉計で,
光の回折損失の影響を克服できる
直接反射方式
(地上の干渉計型重力波検出器)
やってきた光を鏡で直接反射
FP共振器 → 実効基線長を稼ぐ
光パワーを有効に利用できる
干渉計構成がシンプル
大口径ミラーが必要
スペース重力波アンテナ(DECIGO)ＷＧ第4回ミーティング (2006年05月11日 国立天文台, 東京)
2
DECIGOの干渉計方式 (2)
DECIGOの干渉計方式
感度曲線と, 期待できるサイエンスを基準に判断
同等のスペック (光源, 鏡等) で比較
LISA方式: 長基線長のため、低周波数帯で有利
FP方式: 光量が大きいため、高周波数帯で有利
こちらを採用
–18
1/2
Strain [1/Hz ]
10
–19
10
Laser: 10W, 532nm
Mass: 100kg
Mirror: 1m dia.
LISA
–20
10
–21
10
–22
10
DECIGO
4
–23 (LISA type, 5x10
km)
10
–24
10
(FP type, 1000km)
–25
10
LCGT
DECIGO
–4
10
–3
10
–2
10
–1
10
0
10
1
10
2
10
3
10
Frequency [Hz]
スペース重力波アンテナ(DECIGO)ＷＧ第4回ミーティング (2006年05月11日 国立天文台, 東京)
3
DECIGOの干渉計方式 (3)
干渉計構成
3台のS/C間で3つのFPを構成
S/C間距離 : 1000km
共振器フィネス : 10
各S/Cに光源を搭載
光源同士は、
FP透過光を用いて位相同期
S/C 3
(周波数はシフトさせる,
DC付近の周波数帯のみ)
S/C 1
1つの腕の長さを
両側2つの光源を用いて測定する
 冗長性の向上
S/C 2
基線長 1000km, フィネス 10 の腕共振器
直径 100cmの鏡  テストマス
スペース重力波アンテナ(DECIGO)ＷＧ第4回ミーティング (2006年05月11日 国立天文台, 東京)
4
DECIGOの干渉計方式 (4)
Locked Fabry-Perot方式
光源からの光を2つに分け、
周波数シフトした後、各腕に入射
それぞれの光共振器長を独立に観測
テストマスとAOMにフィードバック
することで共振器を動作点に保つ
S/C 3
基線長 1000km
フィネス 10 の腕共振器
テストマス : 100kg
直径 100cmのミラー
S/C 1
S/C 2
スペース重力波アンテナ(DECIGO)ＷＧ第4回ミーティング (2006年05月11日 国立天文台, 東京)
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DECIGOの干渉計方式 (5)
S/C間距離の変化
惑星の重力を考えた場合 (高城氏)
多体問題  数値計算
Length Change [km]
太陽の重力のみを考えた場合
2体問題  変動量は理論計算できる
1年間で 1.2m の変動
40
数値計算ソフトMatlabの
ode113関数を使用
30
20
10
0
–10
–20
–30
–40
0
12
24
36
48
60
Time [month]
基線長 1000km
地球公転軌道
太陽から見て
地球から20degの位置
1年間で 5km程度の変動
2日間で 7cm程度の変動
Length Change [m]
15
10
5
0
–5
–10
–15
0
5
10
15
20
25
30
Time [day]
スペース重力波アンテナ(DECIGO)ＷＧ第4回ミーティング (2006年05月11日 国立天文台, 東京)
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まとめ
DECIGOは, 直接干渉方式を採用する
基線長は 1000km, フィネスは 10,
鏡の質量 100kg, 直径 1m
各S/Cに光源を搭載し、冗長性を確保する
今後、詳細設計
(光学系設計, 制御法, 鏡 など) を検討していく
スペース重力波アンテナ(DECIGO)ＷＧ第4回ミーティング (2006年05月11日 国立天文台, 東京)
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おわり
終
スペース重力波アンテナ(DECIGO)ＷＧ第4回ミーティング (2006年05月11日 国立天文台, 東京)
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