1 / 38

重力波検出器 LCGT のための低損失ミラー開発

重力波検出器 LCGT のための低損失ミラー開発. 辰巳大輔 ( 国立天文台 ), 上田暁俊 ( 国立天文台 ). 2012/3/22. 日本天文学会 2012 年春季. ＠龍谷大学、京都. KAGRA とは？. 次世代重力波検出器 で 中性子連星合体に対して １年に１イベント以上の検出 が期待される。 特徴： 基線長 3 km 地下（低地面振動環境） 低温ミラー. 2012/3/22. 日本天文学会 2012 年春季. ＠龍谷大学、京都. KAGRA に必要な ３種類のミラー. レーザー光源 >180W. 2012/3/22.

milly
Download Presentation

重力波検出器 LCGT のための低損失ミラー開発

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. 重力波検出器LCGT のための低損失ミラー開発 辰巳大輔(国立天文台), 上田暁俊(国立天文台) 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  2. KAGRA とは？ 次世代重力波検出器で 中性子連星合体に対して １年に１イベント以上の検出 が期待される。 特徴： 基線長 3 km 地下（低地面振動環境） 低温ミラー 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  3. KAGRA に必要な ３種類のミラー レーザー光源 >180W 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  4. 各ミラーでのパワー 180W Laser 3km の共振器に 400kW の光が蓄積され 重力波（時空歪み）を 検知する。 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  5. 各ミラーでのパワー密度 パワー密度 の点では 「カテゴリー１」 が一番シビア。 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  6. 高パワー密度での問題点 1500 kW/cm2 一般的な ダメージ閾値1000 kW/cm2 高いダメージ閾値のミラーが必須！ 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  7. 高パワー密度での問題点 1500 kW/cm2 • 「熱吸収 10 ppmの場合」 • 熱変形曲率半径 R = 33 m • 熱レンズ効果曲率半径 R = 1.3 m 設計ミラー曲率半径 0.3 m 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  8. 熱変形・熱レンズ 熱吸収 0.2ppm 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  9. 低損失ミラーの必要性（２） Cavity 内パワー　10 kW • 「散乱量 100 ppmの場合」 ミラー表面での散乱 1 Watt 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  10. カテゴリー１の ミラーへの要求値 高ダメージ閾値 >10 MW/cm2 熱吸収 <0.2ppm 散乱 <10ppm 世の中にない 超低損失、ハイパワー耐性 をもつミラーの開発 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  11. 低損失ミラー　開発戦略 散乱 <10ppm 熱吸収 <0.2ppm 高ダメージ閾値 >10 MW/cm2 低散乱量をきちんと測定することが重要！ 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  12. 散乱測定実験 工夫２ 光学スイッチャー 工夫１ ピンホール フィルタ 工夫３ ビーム ダンパー A sample mirror is here.

  13. 散乱測定実験 ＠国立天文台　三鷹キャンパス

  14. 散乱測定実験 低散乱ミラーへの道 滑らかに研磨された基板 誘電体多層膜をコート 洗浄・汚染防止

  15. 滑らかに研磨された基板 どれくらい滑らか？ Relationship between Total Integrating Scatter (TIS) and micro-roughness (d) 総散乱量 s相関距離 l= 1064 nm 総散乱量 = 1ppm  d= 0.85 Angstrom

  16. Non-coating Super-polished substrate Micro-roughness <0.75 Angstrom RMS

  17. 25 mm 25 mm

  18. ミラー中心の 10mm 角 平均値　1.5ppm

  19. 市販ミラーの散乱量

  20. まとめ 次世代重力波検出器 KAGRA のために 超低損失、ハイパワー耐性を持つ ミラーが必要。 1ppm レベルの低散乱量測定装置 の立ち上げに成功！  国内数社のコーティングメーカーと 共同開発中

  21. End

  22. Fundamentals Thermal lens which has a curvature radius of R is expected by the following equations. Heating laser power densityP/pw2

  23. Deformation and lensing coefficient The effect of thermal lensing is larger than that of thermal distortion. distortion Fused Silica lensing Sapphire 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  24. Pre Mode Cleaner 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  25. Mode Cleaner 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  26. Mode Cleaner 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  27. Arm Cavity 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  28. 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  29. 産総研：計量標準総合センター 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  30. タイトル 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

  31. <2 Angstrom

  32. 高パワー密度での問題点 • ダメージ閾値を超えると • 　破壊される。 • 熱変形 • 熱レンズ効果 2012/3/22 日本天文学会 2012年春季 ＠龍谷大学、京都

More Related