Gravitationswellendetektor

Ein Gravitationswellendetektor ist ein Experiment, welches geringe Störungen der Raumzeit, Gravitationswellen, misst, welche von Albert Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie vorhergesagt werden.

Komplikationen

Der direkte Nachweis von Gravitationswellen wird durch den außerordentlich kleinen Effekt der Wellen auf den Detektor erschwert. Die Amplitude einer Kugelwelle fällt reziprok zum Quadrat der Entfernung von der Quelle. Dadurch klingen sogar Wellen von Extremsystemen, wie zwei verschmelzende schwarze Löcher, auf dem Weg zur Erde zu einer kleinen Amplitude ab. Astrophysiker erwarten, dass einige der Wellen von der Größe $h\approx 10^{-20}$ sind, aber normalerweise nicht größer.

Resonanzdetektor

Ein einfaches Gerät zum Nachweis von Wellenbewegungen ist der Resonanzdetektor — eine große, solide Metallstange, die von Vibrationen von außen isoliert ist. Dieser Instrumententyp war die erste Art von Gravitationswellendetektoren. Der Pionier dieser Entwicklung war Joseph Weber. Verformungen des Raumes, die von einer Gravitationswelle herrühren, regen die Resonanzfrequenz der Stange an und können dadurch über die Nachweisgrenze verstärkt werden. Es ist vorstellbar, dass eine nahegelegene Supernova stark genug ist, um ohne die Resonanzverstärkung gesehen zu werden. Moderne Formen von Resonanzdetektoren werden inzwischen mit Kryotechnik gekühlt und durch SQUID-Sensoren ausgelesen. Resonanzdetektoren sind nicht empfindlich genug, um andere als extreme starke Gravitationswellen nachzuweisen.^[1]

MiniGRAIL ist eine kugelförmige Gravitationswellen-Antenne, die dieses Prinzip nutzt. Sie befindet sich an der Universität Leiden und besteht aus einer 1150 kg schweren, präzise hergestellten Kugel, die kryotechnisch auf 20 mK abgekühlt wurde.^[2] Die kugelförmige Anordnung erlaubt gleiche Empfindlichkeit in alle Richtungen und ist experimentell etwas einfacher als die größeren linearen Geräte, die ein Hochvakuum benötigen. Der Nachweis erfolgt durch die Messung der Multipolmomente. MiniGRAIL ist im 2–4 kHz-Bereich sehr empfindlich. Damit ist er passend für den Nachweis der Gravitationswellen, die von rotierenden Neutronensternen ausgehen oder beim Verschmelzen von kleinen schwarzen Löchern entstehen.^[3]

Interferometer

Schematisches Diagram eines Laser-Interferometers.

Ein empfindlicherer Detektor verwendet Laser-Interferometrie, um die Bewegung von „freien“ Massen zu messen, die durch Gravitationswellen ausgelöst wurden.^[4] Das erlaubt die Massen mit großem Abstand. Ein weiterer Vorteil ist, dass es in einem großen Frequenzbereich empfindlich ist (nicht nur in der Nähe der Resonanzfrequenz wie im Fall des Resonanzdetektors). Mittlerweile sind bodengestützte Interferometer in Betrieb. Gegenwärtig ist das empfindlichste LIGO – das Laser-Interferometer-Gravitationsobservatorium. LIGO hat drei Detektoren: Einer befindet sich in Livingston (Louisiana), die anderen beiden (in derselben Vakuumröhre) in Hanford Site in Richland (Washington). Jeder besteht aus zwei Fabry-Pérot-Interferometern, die zwei bis vier Kilometer lang sind. Sie stehen in einem 90° Winkel zueinander. Das Licht läuft durchgängig in einer Vakuumröhre mit einem Meter Durchmesser. Eine durchlaufende Gravitationswelle streckt den einen Arm und staucht den anderen Arm geringfügig.

Selbst mit solchen langen Armen ändert die stärkste Gravitationswelle den Abstand zwischen den Enden der Arme höchstens um ca. 10 ^{− 18} Meter. LIGO sollte in der Lage sein, kleine Gravitationswellen von $h \approx 5\times 10^{-22}$ zu messen. Verbesserungen an LIGO und anderen Detektoren wie z.B. VIRGO, GEO600 und TAMA 300 sollten die Empfindlichkeit weiter erhöhen. Die nächste Generation (Advanced LIGO und Advanced Virgo) sollte zehn Mal so empfindlich sein. Ein weiteres empfindliches Interferometer (LCGT) befindet sich derzeit in der Design-Phase. Ein wichtiger Punkt ist, dass die Steigerung der Empfindlichkeit um den Faktor zehn das Volumen des beobachtbaren Raums um den Faktor 1000 erhöht. Damit erhöht sich die Rate der nachweisbaren Signal von einem innerhalb von Dekaden auf Dutzende pro Jahr.

Interofermetrische Detektoren werden bei hohen Frequenzen durch Schrotrauschen begrenzt, das dadurch entsteht, dass Laser Photonen auch zufällig ausstrahlen. Das führt zum Rauschen am Ausgangssignal des Detektors. Zusätzlich wird bei genügend starker Laserstrahlung ein zufälliger Impuls durch die Photonen auf die Testmassen übertragen. Dadurch werden niedrige Frequenzen überdeckt. Thermisches Rauschen (z.B. Brownsche Bewegung) ist eine andere Begrenzung der Empfindlichkeit. Darüber hinaus sind alle bodengestützten Detektoren durch seismisches Rauschen und andere umweltbedingte Vibrationen bei niedrigen Frequenzen begrenzt. Dazu gehört das Knarren von mechanischen Strukturen, Blitzschlag oder anderen elektrischen Störungen usw., die Rauschen erzeugen, die ein Ereignis überdecken oder vortäuschen. Alle diese Faktoren müssen bei der Analyse berücksichtigt und ausgeschlossen werden, bevor ein Nachweis als Gravitationswellenereignis betrachtet werden kann.

Weltraumgestützte Interferometer, wie die Laser Interferometer Space Antenna und DECIGO befinden sich in der Entwicklung. LISA soll aus drei Testmassen bestehen, die ein gleichseitiges Dreieck bilden. Mit Lasern zwischen je zwei Raumsonden werden zwei unabhängige Interferometer gebildet. Der Detektor soll der Erde in ihrem solarem Orbit folgen. Jeder Arm des Dreiecks soll fünf Millionen Kilometer Kantenlänge haben. Damit befindet sich der Detektor weit von Rauschquellen auf der Erde entfernt. Er ist jedoch noch empfänglich für Schrotrauschen sowie Artefakte, die durch kosmische Strahlung und Sonnenwind verursacht werden.

Hochfrequenz-Detektoren

Es gibt derzeit zwei Detektoren, die sich auf den Nachweis von Gravitationswellen am oberen Ende des Wellenspektrums (10⁷ bis 10⁵ Hz) konzentrieren: Einer an der University of Birmingham, England und der andere am Istituto Nazionale di Fisica Nucleare Genua, Italien. Ein dritter wird an der Chongqing Universität, China entwickelt. Der englische Detektor misst die Änderung des Polarisationszustandes eines Mikrowellen-Strahls, der in einer geschlossenen Schleife von etwa einem Meter kreist. Es wurden zwei Ringe gebaut und es wird erwartet, dass sie empfänglich für Raumzeitverzerrungen mit einer spektralen Leistungsdichte von $h\sim{2 \times 10^{-13}/\sqrt{\mathit{Hz}}}$ sind. Der INFN-Detektor in Genua ist eine Resonanzantenne, die aus zwei gekoppelten kugelförmigen, supraleitenden mit wenigen Zentimetern Durchmessern besteht. Die Resonatoren sollen, wenn sie entkoppelt sind, fast die gleiche Resonanzfrequenz haben. Das System soll eine Empflindlichkeit für Raumzeitverzerrungen mit einer spektralen Leistungsdichte von $h\sim{2 \times 10^{-20}/\sqrt{\mathit{Hz}}}$ haben. Der chinesische Detektor soll in der Lage sein, hochfrequente Gravitationswellen mit den vorhergesagten typischen Parametern ?_g ~ 10¹⁰ Hz (10 GHz) und h ~ 10^-30-10^-31 nachzuweisen.

Pulsar Timing Methode

Ein anderer Ansatz zum Nachweis von Gravitationswellen wird von Pulsar-Timing-Arrays benutzt, wie zum Beispiel das Europäische Pulsar Timing Array^[5], das North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves^[6], und das Parkes Pulsar Timing Array^[7]. Der Zweck dieser Projekte ist der Nachweis von Gravitationswellen durch Beobachtung der Signale von 20 bis 50 wohlbekannten Millisekunden-Pulsare. Während die Gravitationswelle die Erde passiert, zieht sich der Raum in einer Richtung zusammen und dehnt sich in die andere. Die Ankunftszeiten der Pulsarsignale werden dadurch entsprechend verschoben. Durch Beobachtung von eine festen Menge von über den Himmel verteilten Pulsaren sollten Gravitationswellen im Nanohertzbereich beobachtet werden können. Es wird erwartet, dass Paare von verschmelzenden supermassiven schwarzen Löschern solche Signale aussenden.^[8]

Einstein@Home

Die am einfachsten nachweisbaren Signale sollten von konstanten Quellen stammen. Supernovae und Verschmelzungen von Neutronensternen und schwarzen Löchern sollten größere Amplituden haben und interessanter sein. Die erzeugten Wellen sind aber komplizierter. Die Wellen eines rotierenden, deformierten Neutronensterns wären „monochromatisch“, wie ein Sinuston in der Akustik. Das Signal würde sich in der Amplitude oder Frequenz kaum ändern.

Einstein@home ist ein Projekt für Verteiltes Rechnen mit dem Zweck diese einfache Gravitationswelle nachzuweisen. Daten von LIGO und GEO600 werden in kleinen Pakete zerlegt und an tausende Computer von Freiwilligen verteilt, welche die Analyse vornehmen. Einstein@Home kann die Daten sehr viel schneller sieben als anders möglich.^[9]

Spezifische Gravitationswellendetektoren

• CLIO
• GEO600
• LCGT
• LIGO
• Laser Interferometer Space Antenna
• MiniGrail
• Pulsar-Timing-Array
• TAMA 300
• Virgo (Gravitationswellendetektor)

Literatur

1. ↑ Für eine Besprechung von frühen Resonanzdetektoren siehe J. Levine: Early Gravity-Wave Detection Experiments, 1960-1975. In: Physics in Perspective (Birkhäuser Basel). 6, Nr. 1, April 2004, S. 42–75. doi:10.1007/s00016-003-0179-6.
2. ↑ Gravitational Radiation Antenna In Leiden (englisch)
3. ↑ Arlette de Waard, Luciano Gottardi, and Giorgio Frossati: Marcel Grossman meeting on General Relativity. (PDF) Italy. Abgerufen am 3. Februar 2009.
4. ↑ Die Idee, Laser-Interferometrie für den Nachweis von Gravitationswellen zu verwenden, wurde zuerst von M. E. Gertsenshtein und V. Pustovoit 1963 erwähnt Sov. Phys.–JETP, Band 16, S. 433. Joseph Weber erwähnte es in einem unveröffentlichten Laborbuch Mitte der 1960er Jahre. Rainer Weiss beschrieb zuerst detailliert eine praktische Lösung mit der Analyse von realistischen Grenzen der Technik in R. Weiss (1972). Electromagetically Coupled Broadband Gravitational Antenna, Quarterly Progress Report, Research Laboratory of Electronics, MIT, 105:54 (Elektromagnetisch gekoppelte Breitband-Gravitations-Antenne). Zur Geschichte siehe Kip Thorne Gravitational Radiation, in Hawking, Israel (Herausgeber) 300 years of gravitation, Cambridge University Press 1987, S. 413. Dort wird auch auf einen frühen Aufsatz von Felix Pirani On the physical significance of the Riemann Tensor, Acta Physica Polonica, Band 15, 1956, S.389-405, verwiesen.
5. ↑ G. H. Janssen, B. W. Stappers, M. Kramer, M. Purver, A. Jessner, I. Cognard European Pulsar Timing Array, in 40 Years of Pulsars: Millisecond Pulsars, Magnetars and More. AIP Conference Proceedings, Band 983, 2008, S. 633-635, Abstract
6. ↑ North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves (NANOGrav) homepage
7. ↑ Parkes Pulsar Timing Array homepage
8. ↑ G. B. Hobbs u.a. Gravitational wave detection using pulsars: status of the Parkes Pulsar Timing Array project, Preprint 2008 (englisch)
9. ↑ Einstein@Home