LIGO

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LIGO (USA)
LIGO Hanford Observatory
LIGO Hanford Observatory
LIGO Livingston Observatory
LIGO Livingston Observatory
LIGO-Observatorien
Nördlicher Arm des LIGO-Interferometers in Hanford

LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory/Laser-Interferometer Gravitationswellen-Observatorium) ist ein Observatorium, mit dessen Hilfe erstmals Gravitationswellen nachgewiesen wurden.[1] Ursprünglich 1992 von Kip Thorne, Ronald Drever (Caltech) und Rainer Weiss (MIT) gegründet, beschäftigt das Projekt inzwischen hunderte Wissenschaftler in über 40 Instituten weltweit. Forscher dieser Gruppe erhielten 2017 den Nobelpreis für Physik.

LIGO besteht aus zwei Observatorien, die sich in Hanford (Washington) und in Livingston (Louisiana) befinden.

Die mit LIGO gewonnenen Daten werden von verschiedenen Arbeitsgruppen nach Arten möglicher Quellen von Gravitationswellen ausgewertet. Diese sind:

Die Anfänge waren Ende der 1970er Jahre am Caltech, initiiert von Kip Thorne und Rochus (Robbie) Vogt und mit Ronnie Drever und Stanley E. Whitcomb. Anfang der 1990er Jahre entwickelte sich die Zusammenarbeit mit dem MIT. Wichtige Leiter des Projekts waren Whitcomb und Barry Barish (letztere erhielten dafür die Henry-Draper-Medaille).[2] Sprecherin war 2011 bis 2017 Gabriela González und zur Zeit (2017) ist David Reitze Direktor.

Aufgabe[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Hauptaufgabe des LIGO ist die direkte Messung von Gravitationswellen kosmischen Ursprungs. Diese Wellen werden von Albert Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie vorhergesagt. Diese Gravitationswellen konnten erstmals von Forschern der LIGO-Kollaboration durch die erste erfolgreiche direkte Messung von Gravitationswellen im September 2015 aufgrund einer Kollision zweier Schwarzer Löcher bestätigt werden, wie im Februar 2016 bekanntgegeben wurde.[3]

Einen indirekten Hinweis auf die Existenz dieser Wellen gibt es durch den im Jahre 1974 durch Russell Hulse entdeckten Doppelpulsar PSR 1913+16. Die Variationen in der Umlaufbahn dieses Doppelsystems stimmen exakt mit den Vorhersagen der Allgemeinen Relativitätstheorie zur Abstrahlung von Gravitationswellen überein. Für diese Entdeckung erhielt Russell Hulse im Jahre 1993 den Nobelpreis für Physik.

Der direkte Nachweis von Gravitationswellen ist ein sehr aktives Forschungsgebiet der modernen Physik, da es, neben der Astronomie im elektromagnetischen Bereich und der Neutrinoastronomie, eine ganz neue Art der Astronomie ermöglichen würde. Deshalb wurde schon in den 1960er Jahren versucht, mittels Resonanz-Zylindern Gravitationswellen zu messen, allen voran durch Joseph Weber. In den 1970er Jahren wurde dann von Rainer Weiss die Möglichkeit der Verwendung von Interferometern für diese Suche realisiert.

Im Jahre 1992 wurde LIGO gegründet, die Bauarbeiten an beiden Detektoren waren 1999 abgeschlossen. Nach ersten Tests und Feinjustierungen der Systeme fand im August 2002 die erste wissenschaftliche Messperiode statt. Ende 2007 endete die bereits fünfte Messperiode, nachdem zwei Jahre lang Daten mit bisher einzigartiger Empfindlichkeit gewonnen worden waren. Am 11. Februar 2016 gaben die LIGO- und VIRGO-Kollaborationen in einer Pressemitteilung[4] bekannt, dass sie am 14. September 2015 erstmals Gravitationswellen direkt nachgewiesen hatten[5][6]. Am 26. Dezember 2015 wurde ein zweites Ereignis beobachtet[7][8], wie am 15. Juni 2016 bekanntgegeben wurde.[9] Bis September 2017 wurden insgesamt vier Ereignisse beobachtet.

Observatorien[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

LIGO betreibt zwei Observatorien, die sich in Hanford (Washington) und in Livingston (Louisiana) befinden und etwa 3000 km voneinander entfernt sind. Für die Strecke zwischen den beiden Stationen benötigt Licht 10 ms. Da sich Gravitationswellen mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten, kann aus dem Laufzeitunterschied zwischen mindestens drei in diesen Observatorien gemessenen Signalen auf die Position der eigentlichen Quelle am Himmel geschlossen werden. Außerdem können dadurch zahlreiche irdische Störungen, die sich lediglich mit Schallgeschwindigkeit ausbreiten (wie Vibrationen, entfernte Erdbeben etc.), ausgeschlossen werden.

Jedes Observatorium besitzt ein L-förmiges Ultrahochvakuumsystem mit einer Schenkellänge von jeweils vier Kilometern, in dem ein Laser-Interferometer untergebracht ist. Das Observatorium in Hanford besitzt ein zweites, im selben Vakuumsystem untergebrachtes Interferometer mit einer Schenkellänge von zwei Kilometern.

Funktionsweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Vereinfachter Aufbau des LIGO
Kontrollraum des LIGO-Observatoriums in Hanford, 2005

In den rechtwinklig zueinander stehenden Armen der Observatorien laufen Laserstrahlen, die ein Michelson-Interferometer bilden.

An der Hauptstation des Observatoriums (die Ecke des L, in der sich die beiden Arme kreuzen) wird ein stabilisierter Laserstrahl von 20 W Leistung zunächst durch einen Spiegel geschickt, der das Laserlicht zwar in das System lässt, aber nicht in die umgekehrte Richtung (power-recycling mirror). Dadurch wird die Leistung des Laserlichtes in dem Interferometer auf 700 W erhöht, was die Empfindlichkeit erhöht.

Danach trifft der Strahl auf einen Strahlteiler, an dem der Strahl geteilt wird und jeweils zur Hälfte in die beiden 4 km langen Arme geschickt wird (bzw. der 2 km langen Arme im zweiten Interferometer in Hanford). In jedem Arm untergebracht ist ein Fabry-Pérot-Resonator, bestehend aus zwei Spiegeln (davon einer teildurchlässig), so dass das Licht etwa 75-mal diese Strecke durchläuft, ehe es durch den teildurchlässigen Spiegel tritt und wieder auf den Strahlteiler trifft. Durch diese Technik der Mehrfachreflexionen wird die effektive Lauflänge des Lichtes auf 1120 km vergrößert, was wiederum die Sensitivität des Instrumentes erhöht.

An dem Strahlteiler in der Eckstation werden beide Teilstrahlen auf eine Fotodiode gelenkt, welche die Intensität des dort ankommenden Lichtes misst. Das Interferometer, insbesondere die verstellbaren Spiegel an den Enden der beiden Arme, wird nun so eingestellt, dass sich die beiden Teilstrahlen gerade auslöschen (siehe Interferenz) und somit bei der Fotodiode idealerweise kein Licht ankommt. Durch zahlreiche äußere, aber auch innere Einflüsse ist dies nicht permanent möglich, so dass das gesamte System ständig justiert werden muss, um die Auslöschung der beiden Teilstrahlen zu erreichen.

Durchquert eine Gravitationswelle das Observatorium, ändern sich die relativen Längen der Arme des Interferometers: Ein Arm oder beide Arme können sich (um unterschiedliche Beträge) verlängern oder auch verkürzen. Das ruft eine Phasenverschiebung der beiden Teilwellen des Laserlichtes hervor und deren Interferenz ändert die Intensität des gemessenen Lichtes.

Durch die verwendete Kombination aus Spiegeln, der Laserintensität und der Fabry-Pérot-Kavität innerhalb des Systems sind die Observatorien in der Lage, einen Unterschied in den beiden Armlängen von 10−22 zu messen. Das entspricht, bezogen auf die Armlänge, etwa einem Zehntausendstel des Protonendurchmessers.

Die gesamte Messtechnik reagiert deshalb sehr empfindlich sowohl auf äußere Einflüsse wie Bewegungen im Erdreich (Erdbeben, Wellen an entfernten Stränden), wetterbedingte Auswirkungen (Wind), Straßenverkehr als auch auf interne Einflüsse wie thermische Bewegungen der Atome in den Spiegeln, in den Tunneln gestreutes Licht usw. Die Aufgabe der Datenanalysten ist es unter anderem, ein Gravitationssignal aus diesen ganzen Störeffekten herauszufiltern.

Quellen von Gravitationswellen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Signal kontinuierlich transient
modelliertes Pulsare Verschmelzung
kompakter Objekte
unmodelliertes Gravitationswellen-
Hintergrundstrahlung
(stochastisches Signal)
Bursts
(transiente Aus-
brüche anderer Art)

Es gibt eine Vielzahl von Signalen, nach denen gesucht wird. Diese lassen sich gruppieren in kontinuierliche Signale (Suche nach Pulsaren sowie kosmischer Gravitations-Hintergrundstrahlung) und in transiente Signale (Verschmelzung kompakter Objekte und unklassifizierbare Ausbrüche). Diese vier Signale lassen sich allerdings auch durch die Modellierung des Signals klassifizieren (siehe Tabelle).

Pulsare[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Pulsare sind Neutronensterne, die ein starkes Magnetfeld besitzen und sich mit bis zu 500 Umdrehungen pro Sekunde um die eigene Achse drehen. Weisen diese Pulsare Unsymmetrien in ihrer Massenverteilung auf (z. B. durch eine kleine Erhebung auf deren Oberfläche), strahlen sie laut der Theorie Gravitationswellen ab, was deren Rotationsfrequenz verringert. Als Beispiel sei der Krebsnebel-Pulsar erwähnt, der sich etwa 30-mal pro Sekunde dreht.

Zur Suche nach Signalen von unbekannten Pulsaren kann sich jeder mittels des Einstein@home-Projekts am heimischen PC selbst beteiligen. Es wird durch die BOINC-Software durchgeführt und ist kostenfrei.

Gravitationswellen-Hintergrundstrahlung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Viele Modelle zum Universum sagen starke Gravitationswellen voraus, die kurz nach dem Urknall entstanden sind. Diese Gravitationswellen besitzen ein breites Spektrum und machen es möglich, bei Nachweis dieser Wellen viel weiter zeitlich in die Geschichte des Universums zu blicken, als es mit der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung möglich ist.

Verschmelzung kompakter Objekte[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Umkreisen sich zwei kompakte Objekte wie zwei Neutronensterne oder zwei Schwarze Löcher (oder Kombinationen davon), strahlen sie ebenfalls nach der Theorie Gravitationswellen ab. Dadurch verliert das System Energie, so dass sich beide Körper langsam nähern. Dadurch werden stärkere Gravitationswellen abgestrahlt, so dass sich dieser Prozess beschleunigt, bis beide Körper zusammenstoßen und zu einem Schwarzen Loch verschmelzen.

Dies wurde indirekt bei dem weiter oben erwähnten Doppelpulsar PSR 1913+16 nachgewiesen, und die Messungen passen exakt zu den Vorhersagen der Allgemeinen Relativitätstheorie. Obwohl sich beide Körper in diesem System jährlich um 3,5 m annähern, verschmelzen beide Neutronensterne erst in etwa 300 Millionen Jahren.

Die erwarteten Signale für ein solches Szenario können sehr genau analytisch(?) berechnet werden, so dass eine gezielte Suche nach solchen Gravitationswellen in den Daten durchgeführt werden kann.

Am 14. September 2015 wurde erstmals ein Signal von der Verschmelzung zweier schwarzer Löcher in den beiden LIGO-Detektoren nachgewiesen[5].

Am 15. Juni 2016 gab die LIGO-Kollaboration die Beobachtung eines zweiten solchen Ereignisses am 26. Dezember 2015 bekannt[9][7]. Das Ereignis wird mit GW151226 bezeichnet, nach dem englischen Namen für den 26. Dezember wird es von den Wissenschaftlern auch Boxing Day Event genannt.

Am 16. Oktober 2017 gab LIGO die Beobachtung der Kollision zweier Neutronensterne bekannt (GW170817), was auch von anderen Teleskopen im Optischen und anderen Wellenlängenbereichen anschließend beobachtet wurde wie dem Fermi-Gammastrahlen-Teleskop (ein kurzer Gammablitz).[10]

Bursts[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Burst-Signale sind kurze, unmodellierte Signale, wie sie z. B. bei einer Supernova, dem Kollaps eines sehr schweren Sternes, entstehen könnten. Solche Signale können aber auch durch das Verschmelzen zweier sehr schwerer schwarzer Löcher entstehen.

Unbekannte Quellen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Es ist aber auch möglich, dass Gravitationswellen von astronomischen Quellen gefunden werden, die bisher nicht in Betracht gezogen wurden oder die bisher völlig unbekannt sind.

Geschichte[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die ersten Messungen wurden 2002 bis 2007 durchgeführt. Danach wurde die Empfindlichkeit und somit die Reichweite verdoppelt, und weitere Daten wurden zwischen 2009 und 2011 gesammelt. In dieser Messperiode war auch wieder der französisch-italienische Virgo-Detektor mit eingeschlossen.

Advanced LIGO[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Seit der etwa zweijährigen Messperiode mit enhanced LIGO wurden die Instrumente nochmals umfangreich verbessert, so dass die Empfindlichkeit um den Faktor 10 gegenüber dem Ursprungsgerät verbessert werden soll. Anders ausgedrückt kann das tausendfache Volumen mit der gleichen Empfindlichkeit untersucht werden. Dieser Umbau wurde am 19. Mai 2015 abgeschlossen.[11]

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. LIGO Detection full movie, David Reitze, Reiner Weiss explaining the measurement. 2017-02-08.
  2. A brief history of LIGO, Caltech (pdf)
  3. Der Beweis ist da: Einsteins Gravitationswellen sind nachgewiesen, Zeit-Online, vom 11. Februar 2016.
  4. Kathy Svitil et al.: Gravitational Waves Detected 100 Years After Einstein's Prediction. 11. Februar 2016, abgerufen am 18. Juni 2016.
  5. a b B. P. Abbott et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration): Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger. In: Phys. Rev. Lett. 11. Februar 2016, S. 061102, doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102, arxiv:1602.03837 (ligo.org).
  6. Davide Castelvecchi, Alexandra Witze: Einstein’s gravitational waves found at last. In: Nature. 11. Februar 2016, doi:10.1038/nature.2016.19361.
  7. a b B. P. Abbott et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration): GW151226: Observation of Gravitational Waves from a 22-Solar-Mass Binary Black Hole Coalescence. In: Phys. Rev. Lett. Band 116, 15. Juni 2016, S. 241103, doi:10.1103/PhysRevLett.116.241103, arxiv:1606.04855 (ligo.org).
  8. Davide Castelvecchi: LIGO detects whispers of another black-hole merger. In: Nature. 15. Juni 2016, doi:10.1038/nature.2016.20093.
  9. a b LIGO Does It Again: A Second Robust Binary Black Hole Coalescence Observed. 15. Juni 2016, abgerufen am 18. Juni 2016.
  10. B. P. Abbott u.a.: GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral, Phys. Rev. Lett., Band 119, 2017, S. 161101, Abstract
  11. Alexander Pawlak: Fortschrittliche Suche nach Gravitationswellen. 20. Mai 2015, abgerufen am 21. Mai 2015.