DECIGOにおけるレーザー測距技術

kmスペース重力波アンテナの可能性
安東正樹
東京大学理学系研究科物理学教室
第2回スペース重力波アンテナワーキンググループミーティング
国立天文台三鷹キャンパス, 2003年05月12日
1
前回の講演にて…
レーザー測距の観点からDECIGOを考慮した。
LISAの技術の流用なら、
歪み量 h : 4x10-21 1/Hz1/2
高感度化には実効パワーの増加が不可欠
別の可能性として、
比較的短距離の直接反射型
も検討してはどうか？
第2回スペース重力波アンテナワーキンググループミーティング
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内容
はじめに
前回の復習
散射雑音
直接干渉型DECIGO
デザイン
予想感度
まとめ
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3
はじめに (1)
- LISAの技術の応用 DECIGO
基線長がLISAの1/100であるとすると…
(基線長 : 5x107 m)
–19
Strain noise level [1/Hz
1/2
]
10
–20
10
x100
LISA
TAMA
(June 02, 2001)
TAMA
–21
10
x100
–22
10
LIGO
DECIGO
–23
10
LCGT
–24
10
–4
10
–2
10
0
10
2
10
4
10
Frequency [Hz]
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はじめに (2)
- どこまで高感度化できるか原理的な可能性
量子測定限界
(散射雑音と輻射圧雑音)
–19
Strain noise level [1/Hz
1/2
]
10
–20
10
LISA
–21
TAMA
DECIGO
10
(June 02, 2001)
–22
10
LCGT
–23
LISA以上の技術が必要
10
–24
10
–25
10
Quantum limit
–26
8
(mass 100kg, baseline 5x10m,
laser: 10MW, telescope: 3m)
10
–27
10
–4
10
–2
10
0
10
2
10
4
10
Frequency [Hz]
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はじめに (3)
- 高感度化のために特に散射雑音の向上が不可欠…
実効パワーの増加
光源の短波長化
YAGの倍波、3倍波
(λ-3/2で向上)
基線長を変えたときの散射雑音レベル
(光源 1W, テレスコープ径 30cm)
–18
1/2
]
10
Shot noise level [1/Hz
ハイパワーレーザーの開発
(P1/2 で向上)
大口径ミラーの開発
(D2 で向上)
検出系の高効率化
(ε1/2で向上)
–19
DECIGO
10
LISA
–20
10
4
10 m
–21
10
5
10 m
9
10 m
–22
10
7
10 m
6
10 m
フロアレベルは向上しない
(回折ロスの影響)
–23
10
8
10 m
–4
10
–2
10
0
10
2
10
4
10
Frequency [Hz]
いづれも結構、大変
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はじめに (4)
- 別の可能性 -
高感度実現には高レーザーパワーは不可欠
LISA型の短縮としてではなく、
地上型干渉計の拡張として考える (光の直接反射)
数十から100km程度の基線長なら可能
共振器による光パワーの増加
検出系の簡素化
変位・加速度雑音の効果が増大 (熱雑音)
巨大鏡の必要性
長基線長の精密制御の必要性
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直接干渉型DECIGO (1)
- 概要 -
直接干渉型DECIGO
基線長 30km
直径 30cmの鏡  テストマス
フィネス 500 の腕共振器
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直接干渉型DECIGO (2)
- 基線長と回折ロス -
回折ロス
直径 30cmの鏡, 波長 1064nm
50kmで急激にロス増加
1000回弱の折り返し  実効基線長 107m 程度
0
Nd:YAG laser : 1064nm
Mirror diameter : 30cm
Optimal beam profile
–1
10
Diffraction Loss
Ratio of available power
10
–2
10
–3
10
TAMA LCGT
–4
10
DECIGO
LISA9
7
3
(5x10 m)
(300 m) (3x10 m)
(5x10 m)
–5
10
1
10
2
10
3
10
4
10
5
10
6
10
7
10
8
10
9
10
10
10
Length [m]
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直接干渉型DECIGO (3)
- 散射雑音レベル -
散射雑音レベル
基線長 30km, フィネス 500
実効基線長 1x107m
(光源 1W, テレスコープ径 30cm)
–19
10
Shot noise level [1/Hz
1/2
]
LISA DECIGO
–20
10
4
10 m
–21
10
5
10 m
9
10 m
–22
10
8
7
10 m
10 m
6
10 m
–23
10
基線長 30km, フィネス 500
–24
10
–4
10
–2
10
0
10
2
10
4
10
Frequency [Hz]
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直接干渉型DECIGO (4)
- 利点のまとめ -
直接反射型の利点
LISAと比較して光を有効に利用できる
散射雑音レベルの向上
光路上に余分な要素が無い (テレスコープ, 位相同期系)
鏡(テストマス)間の距離を直接計測
重力波の検出原理により近い計測法
ドラッグ・フリー制御系への要求緩和
検出器の簡素化
単一光源
位相同期、精密なドラッグフリー制御が不要
短基線長  ミッション実現時間の短縮
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LISAの技術
- 光学系 -
LISAの光学系
Proof massに対して衛星位置を制御
位相同期により、光を増幅反射
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直接干渉型DECIGO (5)
- 課題 -
直接反射型のデメリット
変位雑音の影響を受けやすい
外来雑音 (重力場・磁場変動) の影響
スペースクラフト内の重力場・磁場の影響
輻射圧雑音, 熱雑音
光路長などの精密制御が必要
光の波長より十分良い精度の制御が必要
アラインメント制御も必要
大型の鏡が必要
形状誤差, 研磨精度
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直接干渉型DECIGO (6)
- 課題に対する考察 -
致命的な問題は無いと考えられる
変位雑音
スペースクラフトによるシールド
近くにあることによる同相雑音除去
輻射圧雑音  鏡の大質量化, 制御による抑圧
光路長制御
光源にフィードバックする事により追随
絶対基線長計測によって補正
(ドップラーシフトの抑圧は不可欠)
鏡の製作
形状誤差, 研磨精度は、
テレスコープでも同様の要求
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直接干渉型DECIGO (7)
- 感度スペクトル -
予想感度
基線長 30km, フィネス 500, 鏡 100kg
–19
Strain noise level [1/Hz
1/2
]
10
–20
10
DECIGO
LISA
–21
10
–22
10
FP–DECIGO
–23
10
LCGT
–24
10
–25
10
Quantum limit
–26
8
(mass 100kg, baseline 5x10 m,
laser: 10MW, telescope: 3m)
10
–27
10
–4
10
–2
10
0
10
2
10
4
10
Frequency [Hz]
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直接干渉型DECIGO (8)
- 感度スペクトル -
予想感度
基線長 500km, フィネス 50 (鏡の直径 : 1m)
–19
Strain noise level [1/Hz
1/2
]
10
–20
10
DECIGO
LISA
–21
10
–22
10
LCGT
–23
10
FP–DECIGO
–24
10
–25
10
Quantum limit
–26
8
(mass 100kg, baseline 5x10 m,
laser: 10MW, telescope: 3m)
10
–27
10
–4
10
–2
10
0
10
2
10
4
10
Frequency [Hz]
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直接干渉型DECIGO (9)
- オプション -
別の構成も考えられる
単純マイケルソン干渉計
散射雑音レベルは向上しない
測定系の単純化
一本のファブリ・ペロー干渉計
スペースクラフトが2台でよい
構成・軌道が単純になる
レーザー光源の周波数安定化が不可欠
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まとめ
LISAの技術の流用なら、
歪み量 h : 4x10-21 1/Hz1/2 が限界
高感度化には実効パワーの増加が不可欠
量子雑音以外の雑音の影響を受けにくいことから
別の可能性として、
比較的短距離の直接反射型
も真剣に検討してはどうか？
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