天琴计划简介

天琴计划简介引言：天琴计划是中山大学发起的一个科研计划，中山大学正在组建研究小组开展我国空间引力波探测计划任务的预先研究，制定我国空间引力波探测计划的实施方案和路线图，提出“天琴”空间引力波探测计划，并开展关键技术研究。引力波研究计划时间为20年，完成总投资约为150亿元。目前，中山大学珠海校区正在建设引力波研究所需的地面基础设施，已经启动山洞超静实验室和激光测距地面台站基础设施建设。该计划将在15年—20年内发射卫星上天。，与LIGO探测到的短时间的爆发型引力波不同，天琴探测的低频段的连续型引力波，可以持续验证。‘天琴计划’发展起来的关键技术可用于很多领域，如精确测量地球重力场，使人类更加深刻地了解地球、水资源和矿产资源的分布和变化。又如精确测量距离，大到两颗卫星之间的距离，小到一个原子尺度的变化，都可以精确测算出来。主要阶段：第一阶段完成月球/卫星激光测距系统、大型激光陀螺仪等天琴计划地面辅助设施；第二阶段完成无拖曳控制、星载激光干涉仪等关键技术验证，以及空间等效原理实验检验；第三阶段完成高精度惯性传感、星间激光测距等关键技术验证，以及全球重力场测量；第四阶段完成所有空间引力波探测所需的关键技术，发射三颗地球高轨卫星进行引力波探测。GW探测概况【JunLuoet.al.,TianQin:aspace-bornegravitationalwavedetector,Class.QuantumGrav.33(2016)035010】：它依赖于3个相同的航天器，它们位于几乎相同的地心轨道，椭圆轨道的半长轴约为，形成一个几乎等边的三角形，对于航天GW探测器容易达到的地心轨道已经被采用，采用这些方案的比较著名的天计划有OMEGA【HiscockBandHellingsRW1997Bull.Am.Astron.Soc.291312】，LAGRANGE【Adozenmorecanbefoundhere】，gLISA【23.TintoM,deAraujoJCN,AguiarODandAlvesMES2013AstropartPhys.4850】等。km510采用地心轨道的主要优势是大大减小了操作成本，其中J0806作为参考源，3个天琴航天器分别标记为SC1，SC2,SC3(spacecraft)基本设备：每一个航天器都会装备一个激光系统，能够发射激光信号并接收来自另外2个航天器的激光信号，一个拍频干涉仪用来监测航天器之间的距离变化，每一个航天器都可以用来作为激光干涉仪的中心航天器，而另外2个作为干涉仪2条基准线的端点。每个航天器都有会配备扰动衰减系统（disturbancereductionsystem，DRS），用来减小非引力效应对试探质量体的影响，激光干涉仪的臂长在大小上与轨道的长半轴类似（约为），探测器平面选择面向参考源，窄通带太阳辐射滤波器用来阻挡阳光进入望远镜，并计划使用主动的热控制将热涨落保持在可接受的水平，航天器的轨道以及观测时间窗的设计都会用来进一步减少热膨胀，即保持一个足够大的太阳排斥角，如果必要还会考虑来自地球的反射光。km510天琴受益于许多现存的航天GW探测器，来自于LISA的许多结果证实，双星系统已经大大简化了天琴分辨可能的参考源的任务【StroeerAandVecchioA2006Class.Quant.Grav.23S809】【NelemansGLISAverificationbinariesWebInterfacetoDatabase(TheNetherlands:RadboudUniversityNijmegen)】，有关使用3个全同航天器组成近似等边三角形的构型，有关激光干涉仪的规划，以及DRS的许多方面几乎都是模仿【Max-Planck-InstitutfrQuantenoptic1998LISA(laserinterferometerspaceantenna):aninternationalprojectinthefieldoffundamentalphysicsinspacePre-PhaseAReportMPQ233(GarchingbeiMunchen,Germany)】有关类似OMEGA那样“使用窄通带太阳辐射滤波器”的提议被运用到天琴上，另外天琴还有一些原创设计特点。为了尽可能简化工程设计，减少工程难度，天琴的敏感度被设计为正好能探测多数易观测的引力源，这样的源必须同时比较强且持续可观测，周期较短就更好了（较短的周期使得激光干涉仪和惯性传感器在mHz频段能更容易达到希望的精确度。）检验这些要求之后发现J0806作为所有已知引力源的最合适选择，因此现在会使用J0806作为试探参考源，然而最终关于天琴的参考源选择仍然是一个开放性的问题，有待优化。主要考虑因素：这个项目希望能实现有着短时间周期的探测器，通常近似为3个月，关于持续时间的选择的动因是所选参考源的优势特征（与参考源相适应）。J0806与太阳连线与黄道平面（地球绕太阳公转的平面）夹角，探测器轨道平面几乎与黄道平面垂直，每年有2个相对平稳的时间窗口，此时太阳方向相对探测器平面有较大的夹角，在这短时间内，可能进入望远镜的太阳辐射量是最小的，这简化了系统热控制，然而在这段时间窗口内，太阳是靠近探测器平面的，导致阳光直接进入望远镜，对光学系统施加了较大的热负载，这种情况下需要依赖太阳辐射滤波器以及主动的热控系统来保证干涉仪整年的连续科学工作。然而如果只是选择3个月的科学研究，确实是可以只在这段时间内控制天琴，此时主动的热控系统就不是必需的了。07.4~天琴所需的位置测量精确度估计为，剩余加速度测量精度，对于像J0806那样的源，假定J0806到太阳的距离为5kpc（），臂长，整个3个月的时间内信噪比（SNR）可能约为10。另外应当考虑所使用轨道的稳定性，例如当它的半长轴增加至超过，月球对轨道运动的影响就变得更加显著（地球到月球的平均距离是38.44万千米）。测试：虽然天琴上的仪器能够在宽的频带内观测引力源，但是至少在初始阶段将会让航天器处于“探测器模式”，从一个已知频率和相位的预先选择的参考源接收信号，当所探测的信号的频率和相位已知，就可以利用锁相探测技术（锁相技术是使被控振荡器的相位受标准信号或外来信号控制的一种技术。用来实现与外来信号相位同步，或跟踪外来信号的频率或相位。广泛应用在超外差接收中进行自动频率控制、标准信号的倍频和分频、空间技术和频率合成中。）来以更高的灵敏度帮助确认信号的存在，这使得天琴能够完成基本任务目标：通过直接探测确认预期的mHzGW的存在。基本任务的目标是达到SNR=10。2/1/1~HzpmSx2/1215/10~HzsmSa光年32601kpckmL510~km510参考源：J0806在ROSAT的全天空勘察中被发现是一个明亮的软X射线源【BeuermannK,ThomasH-C,ReinschK,SchwopeAD,TrümperJandVogesW1999Astron.Astrophys.34747】【IsraelGLetal2002Astron.Astrophys.386L13】，它也正好是因为发射出强烈X射线而被探测到【StrohmayerTE2005Astrophys.J.627920】【StrohmayerTE2008Astrophys.J.Lett.679L109】【RamsayG,HakalaPandCropperM2002Mon.Not.R.Astron.Soc.332L7】【BarrosSCC,MarshTR,DhillonVS,GrootPJ,LittlefairS,NelemansG,RoelofsG,SteeghsDandWheatleyPJ2007Mon.Not.R.Astron.Soc.3741334】【RoelofsGHA,RauA,MarshTR,SteeghsD,GrootPJandNelemansG2010Astrophys.J.711L138】，它是已知最强的在低频带发射周期引力波的波源，这对于航天引力波探测器是可以接收的。Hz1410~10J0806提供了有着明显周期（321.5s~5.4min）的X射线和光学调制，高精度的X射线和光学计时分别由Chandra【StrohmayerTE2005Astrophys.J.627920】和Keck-I【RoelofsGHA,RauA,MarshTR,SteeghsD,GrootPJandNelemansG2010Astrophys.J.711L138】完成，频率随时间变化速度为，J0806被考虑为一个可能的超高密度双白矮星，可以用“AMCVn”模型表示（半分离双白矮星）【SolheimJ-E2010Publ.Astron.Soc.Pac.1221133】，有着Rochelobe-filling白矮星的质量向质量更大的白矮星转移，在这个模型中，5.4min的光曲线调制源于双白矮星的轨道周期。116106.3sHzdtdv参考源双星系统模型：其他有关这个引力源的模型包括“中间极模型”（IP），“非极化感应体模型”（UI），IP模型所描述的系统并不是一个超高密度的双星系统，而是一个轨道周期为几小时的双星系统，非常短的信号周期实际上来自于磁白矮星的自旋，而UI模型描述的是一个能量更大的Jupiter-Io系统，非磁性白矮星会绕着磁性白矮星公转，这样一个模型中5.4min的周期同样也是轨道周期，但是双星是分离的。在Keck-I上使用相位分辨光谱学，Roelofs等研究得到了一些动力学证据【RoelofsGHA,RauA,MarshTR,SteeghsD,GrootPJandNelemansG2010Astrophys.J.711L138】发现J0806的平均光谱由离化的He发射谱线决定，这些谱线的半高全宽度（fullwidthathalfmaximum,FWHM）大约为，在时间分辨谱中，HeI4471线具有S型Doppler调制，它的强度随着不同的连续光通量强度而变化，这意味着这些谱线源于相同的地区，使用线性投影DopplerX射线断层摄影，可以测出相应的径向速度振幅的一半，对于HeI4471,对于HeII468612500skm1)40390(skm1)40260(skm这些结果对AM-CVn模型是有利的【RoelofsGHA,RauA,MarshTR,SteeghsD,GrootPJandNelemansG2010Astrophys.J.711L138】，IP模型预言的轨道周期具有小时的量级，然而这在光谱上并没有被发现，而且有关谱线的动态观测与“自旋周期性”预言的谱线变化并不一致，展宽而相当平稳的HeII谱线是双星系统融合的强烈信号，这与UI模型并不一致。J0806的参数中具有最大不确定性的就是到太阳的距离，在基于X射线亮度【RoelofsGHA,RauA,MarshTR,SteeghsD,GrootPJandNelemansG2010Astrophys.J.711L138】对距离的估计和基于光学亮度以及温度【StrohmayerTE2005Astrophys.J.627920】的大约差了1个因子10，在【】中甚至给出了更小的值（大约0.05kpc）。J0806具有相对较大的银河纬度（黄纬），大约【】，认为J0806到太阳的距离远大于5kpc几乎是不可能的。020航天器轨道：航天器的轨道由引力作用和非引力作用决定，天琴航天器的运动的精确度应该在相关频带中控制在量级，这将允许扰动减弱系统将测试质量体上的加速度噪声减小到的量级。引力的重要贡献来自地球（加上相对论修正，有关地球的更高阶多极矩也是已知的，能够在某些项目的数据中找到，例如GRACE【33.】）