第６回DECIGOワークショップ＠国立天文台２００８年４月１６日川村静児 Sora DECIGOとは？ Deci-hertz Interferometer Gravitational Wave Observatory  LISAと地上検出器の帯域のギャップを埋める超高感度の実現が可能！ 10-18 Strain [Hz-1/2]  LISA 地上検出器 (e.g. LCGT) 10-20 DECIGO 10-22 10-24 白色矮星連星からの重力波雑音 10-4 10-2 100 102 Frequency [Hz] 104 予備概念設計光共振器を使うアーム長：1000 km ミラー直径：1 m レーザー波長：532 nm フィネス：10 レーザーパワー：10 W ミラー質量：100 kg 光共振器干渉計３台光検出器レーザー光検出器ドラッグフリー衛星光共振器軌道とコンステレーション（案）地球背景重力波検出のため相関を取るレコード盤軌道太陽角度分解能を上げる DECIGOの狙う重力波源とサイエンス巨大ブラックホール形成のメカニズム解明インフレーションの検証ダークエネルギーの制限力の雑音とセンサーノイズに対するリクワイヤーメント（LISA，LCGTとの比較）  力の雑音: LISAより50倍厳しい – ストレインでほぼ同じ, 距離: 1/5000, 鏡の質量: 100  センサーノイズ: LCGTより30倍ゆるい – ストレインでほぼ同じ, ストーレッジタイム: 30) 感度を上げる必要性   インフレーションからの重力波をより確実に受けるには感度を数倍上げる必要がある？パラメターの最適化が必要 – 感度の向上と技術的難しさの評価が必要 • 基線長: 長くすると、ストレインに対しては得だが、光のロスが大きくなる • 鏡のサイズ: 大きくすると光のロスを小さくできる • 鏡の質量: 大きくすると輻射圧雑音を低減できるロードマップ 2007 08 09 10 11 12 Mission R&D 製作 13 14 15 16 17 18 19 20 R&D 製作 DICIGOパスファインダー (DPF) 21 22 23 24 25 26 R&D 製作 Pre-DECIGO DECIGO Objectives Scope 要素技術の実証試験最小限のスペックで重力波検出衛星間共振器の実現重力波天文学の発展衛星１台アーム１本衛星３台干渉計１台衛星３台干渉計３台 ×４ユニット DECIGO暫定組織代表：川村 (国立天文台) 副代表: 安東 (東大理) 運営委員会川村 (国立天文台), 安東 (東大理), 瀬戸 (国立天文台), 中村 (京大理), 坪野 (東大理), 田中 (京大理), 船木 (ISAS), 沼田 (Merryland), 佐藤 (法政大工), 神田 (阪市大), 高島 (ISAS), 井岡 (京大理) Pre-DECIGO 佐藤(法政大工) 検出器沼田 (Merryland) 安東 (東大理) サイエンス・データ田中 (京大理) 瀬戸 (国立天文台) 神田 (阪市大) 衛星船木 (ISAS) デザインフェーズ DECIGO パスファインダーリーダー:安東 (東大理) 副リーダー:高島 (ISAS) 検出器安東 (東大理) レーザー植田 (電通大) 武者 (電通大) ミッションフェーズハウジング佐藤 (法政大工) ドラッグフリー森脇 (東大新領域) 坂井 (ISAS) スラスターバスデータ船木 (ISAS) 高島 (ISAS) 神田 (阪市大)