Ein hochsymmetrisches Heterodyninterferometer zur Demonstration ...

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12 Der Gravitationswellendetektor LISA durch äußere Einflüsse entstehen, erkannt werden können. Der einzige Ausweg, den nicht abschirmbaren Änderungen des Gradienten des Erdgravitationsfelds zu entkommen, ist ein experimenteller Aufbau einer Messanordnung im Weltraum. Ein solcher Aufbau ist Ziel der in einer ESA/NASA-Kooperation geplanten LISA-Mission. 2.4 LISA Das englische Akronym LISA steht für Laser Interferometer Space Antenna und beschreibt ein geplantes weltraumbasiertes Laser-Interferometer zur Detektion von Gravitationswellen. Das Interferometer (Michelson-Interferometer) wird dabei von drei baugleichen Satelliten gebildet, die jeweils 5 Millionen km voneinander entfernt sind und ein gleichseitiges Dreieck bilden. Es soll Quellen kontinuierlicher Gravitationswellenstrahlung in einem Frequenzbereich von 30 µHz bis 1 Hz detektieren, wobei die vermutete gravitative Hintergrundstrahlung ebenfalls vermessen werden soll. Im Gegensatz zu einem klassischen Michelson-Interferometer stehen die Arme des LISA-Interferometers nicht senkrecht aufeinander, sondern in einem Winkel von 60 ◦ . Das erlaubt es, einen dritten Interferometerarm zu implementieren. Aufgrund der drei Arme sind auch Aussagen über die Polarisation der Gravitationswellen möglich. Man erhöht ebenfalls die Redundanz des Systems, da es auch bei Ausfall eines Arms noch messen kann. Der Mittelpunkt des von den Satelliten aufgespannten Dreiecks soll der Erde in einem Abstand von 20 ◦ auf dem Erdorbit folgen. Dabei ist die Ebene, in der die Satelliten liegen, um einen Winkel von 60 ◦ gegen die Ekliptik geneigt. Da eine Gravitationswelle maximal detektiert wird, wenn sie senkrecht auf das Interferometer trifft, erhöht sich die Sensitivität durch die Neigung der Anordnung gegen die Ekliptik im Laufe eines Jahres für unterschiedliche Raumbereiche. Zusätzlich rotieren die Satelliten bei einer Sonnenumrundung einmal um ihren gemeinsamen Mittelpunkt. Die Armlänge des Interferometers ist über den Abstand der Interferometerspiegel auf den Satelliten definiert. Die Ausgangsleistung, die vom Satelliten S 1 in Richtung des Satelliten S 2 gestrahlt wird, beträgt 1 W. Ein Teil der Strahlung ( ∼ 10 mW) wird noch vor dem Verlassen des Satelliten S 1 ausgekoppelt und dient später als Referenz für die Phasenauslese, das heißt für die Abstandsänderungsmessung. Nach
2.4 LISA 13 Abbildung 2.5: In dieser nicht maßstabgetreuen Skizze (LISA-Konstelation ist um einen Faktor 10 vergrößert dargestellt) ist die geplante Position von LISA angedeutet. Sie ist ein Kompromiss aus den technischen Möglichkeiten der heutigen Satellitentechnik und dem Ziel, möglichst weit von Störeinflüssen der Erde entfernt zu sein. [4] der Strecke von 5 Millionen km treffen auf den Interferometerspiegel des Satelliten S 2 nur noch 5 pW. Daraus folgt, dass der Strahl nicht direkt zu S 1 zurückreflektiert werden kann – wie bei einem klassischen Interferometer. Stattdessen wird wieder ein 1 W starker Laser auf die Phase des eintreffenden Strahls getaktet. Dieser läuft dann zurück zu S 1 , wo er nach der Reflexion an dessen Interferometerspiegel mit dem oben erwähnten Referenzsignal auf einer Photodiode überlagert wird. Aus dem Intensitätsverlauf des Signals folgt die Längenänderung des damit insgesamt 10 Millionen km ( ∼ 33 Lichtsekunden) langen Interferometerarms. 2.4.1 Aufbau des Satelliten Abbildung 2.6 zeigt eines der zwei Teleskope, die auf jedem der drei Satelliten montiert sind. Der von einem der anderen Satelliten stammende Strahl wird von dem verdeckten Teleskopespiegel auf den an der Spitze des Teleskops angebrachten Spiegel fokussiert. Dieser leitet den Strahl auf die optisches Bank im Inneren des Satelliten, der hier nicht dargestellt ist. Hinter der optischen Bank befindet sich der Inertialsensor. Auf jedem der drei LISA-Satelliten befinden sich zwei phasensynchronisierte NPRO
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