Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory

LIGO (Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory/Laser-Interferometer Gravitationswellen-Observatorium) ist ein Observatorium mit dessen Hilfe Gravitationswellen nachgewiesen werden sollen. Ursprünglich 1992 von Kip Thorne, Ronald Drever (Caltech) und Rainer Waiss (MIT) gegründet, beschäftigt das Projekt inzwischen hunderte Wissenschaftler in über 40 Instituten weltweit.

LIGO besteht aus zwei Observatorien die sich in Hanford (Washington) (46° 27′ 28″ N, 119° 24′ 35″ W46.457777777778-119.409722222227) und in Livingston (Louisiana) (Louisiana) (30° 33′ 45″ N, 90° 46′ 30″ W30.5625-90.7757) befinden. Beide Observatorien bestehen aus jeweils 4 km langen, rechtwinklig zueinander stehenden Vakuumröhren, in denen Laserstrahlen die eigentliche Messungen vornehmen.

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

• Stochastische Quellen (z. B. vom Urknall)
• Pulsare (Quellen mit kontinuierlicher Ausstrahlung)
• Verschmelzung zweier kompakter Objekte wie Neutronensternen und Schwarzen Löchern
• Kollabierende Sterne (Supernovae)
• Exotische Quellen

Aufgabe

Die Hauptaufgabe von LIGO ist die direkte Messung von Gravitationswellen kosmischen Ursprungs. Diese Wellen werden von Albert Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie vorhergesagt, konnten aber bis heute trotz zahlreicher experimenteller Tests nicht direkt nachgewiesen werden.

Einen indirekten Hinweis auf die Existenz dieser Wellen gibt es durch den im Jahre 1974 durch Russell Hulse entdeckten binären Pulsars PSR_1913+16. Die Variationen in der Umlaufbahn dieses Binärsystems stimmen exakt mit den Vorhersagen der Allgemeinen Relativitätstheorie durch 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 in der modernen Physik, da es, neben der Astronomie im elektromagnetischen Bereich und der Neutrinoastronomie, eine komplett neue Art der Astronomie ermöglichen würde. Deshalb wurde schon in den 60er Jahre versucht, mittels Resonanz-Zylindern Gravitationswellen zu messen, allen voran durch Joseph Weber. In den 70er 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 Sensitivität gewonnen wurde. Gravitationswellen konnten in diesen Daten aber bisher noch nicht nachgewiesen werden.

Observatorien

Nördlicher Arm des LIGO Interferometers in Hanford

LIGO betreibt zwei Observatorien die sich in Hanford (Washington) und in Livingston (Louisiana) befinden, ca. 3000 km voneinander entfernt. Da sich Gravitationswellen mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, kann aus dem Laufzeitunterschied zwischen zwei in diesen Observatorien gemessenen Signalen auf die Position der eigentlichen Quelle am Himmel geschlossen werden. Außerdem können dadurch zahlreiche irdische Störungen (wie Vibrationen, entfernte Erdbeben etc.) ausgeschlossen werden, da ein echtes Signal zeitgleich in beiden Observatorien erwartet wird.

Jedes Observatorium besitzt ein L-förmiges Ultrahochvakuumsystem mit einer Länge von jeweils 4 Kilometern, in dem ein Laser-Interferometer untergebracht ist. Das Observatorium in Livingston besitzt einen Interferometer mit einer Länge von 4 km, während in Hanford zwei Interferometer im gleiche Vakuumsystem untergebracht sind, eines ebenfalls mit einer Länge von 4 km und ein weiteres mit einer Länge von 2 km.

Funktionsweise

In den rechtwinklig zueinander stehenden Armen der Observatorien sind Michelson-Interferometer untergebracht, in denen Laserstrahlen die eigentliche Messung vornehmen.

An der Hauptstation des Observatoriums (die Ecke im L, an der sich die beiden Arme kreuzen) wird ein stabilisierter Laserstrahl von zehn Watt 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 und somit die Sensitivität erhöht.

Danach trifft der Strahl auf einen Strahlteiler, an dem der Strahl geteilt wird und jeweils zur Hälfte in einen der zwei oder vier Kilometer langen Arme geschickt wird. In jedem Arm untergebracht ist ein Fabry-Perot-Interferometer, bestehend aus zwei Spiegeln (davon einer halbtransparent), so dass das Licht etwa 75 Mal diese Strecke durchläuft, ehe es durch den halbtransparenten Spiegel tritt und wieder auf den Strahlteiler trifft. Durch diese Technik der Mehrfachreflexionen wird die effektive Lauflänge des Lichtes vergrößert, was wiederum die Sensitivität des Instrumentes erhöht.

An dem Strahlteiler in der Eckstation werden beide Teilstrahlen auf eine Fotodiode gelenkt, der die Intensität des dort ankommenden Lichtes misst. Das Interferometer, insbesondere die verstellbaren Spiegel an den Ende der beiden Arme, wird nun so eingestellt, dass sich die beiden Teilstrahlen gerade auslöschen (siehe Interferenz) und somit bei der Photodiode 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. Während der eine Arm gedehnt wird, verkürzt sich der andere Arm. Das ruft eine Phasenverschiebung der beiden Teilwellen des Laserlichtes hervor und deren Interferenz ändert die Intensität des gemessenen Lichtes, was elektronisch gemessen und zur weiteren Auswertung auf einer Festplatte gespeichert wird.

Durch die verwendete Kombination aus Spiegeln, der Laserintensität und der Fabry-Perot Kavität innerhalb des Systems sind die Observatorien in der Lage, einen Unterschied in den beiden Armlängen von 10 ^{− 22} zu messen, das entspricht etwa dem 1/1000 eines Protondurchmessers. Trotz dieser unglaublichen Empfindlichkeit des Instrumentes bedarf es vermutlich weiterer Verbesserungen, bis damit der direkte Nachweis einer Gravitationswelle erbracht werden kann.

Die gesamte Messtechnik ist deshalb auch sehr empfindlich gegenüber äußeren Einflüssen wie Bewegungen im Erdreich (entfernte Erdbeben, Wellen an entfernten Stränden), wetterbedingte Auswirkungen (Wind), Straßenverkehr als auch gegenüber internen Einflüssen wie thermische Bewegungen der Atome in den Spiegeln, in den Tunneln gestreutes Licht usw. Die Aufgabe der Datenanalysten ist es dann unter anderem, das Gravitationssignal aus diesen ganzen Störsignalen herauszufiltern.

Signale

Kontrollraum des Hanford LIGO Observatoriums

Es gibt eine Vielzahl von Signalen nach denen gesucht wird. Diese lassen sich gruppieren in kontiunierliche Signale (Suche nach Pulsaren sowie kosmischen 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).

	kontunierliches Signal	transientes Signal
modelliertes Signal	Pulsare	Verschmelzung kompakter Objekte
unmodelliertes Signal	Gravitationswellen-Hintergrundstrahlung (Stochastisches Signal)	Bursts (transiente Ausbrüche anderer Art)

Pulsare

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

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

Verschmelzung kompakter Objekte

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 etwa 3.5 Meter annähern, verschmelzen beide Neutronensterne erst in etwa 300 Millionen Jahren.

Die erwarteten Sigale für ein solches Szenario können sehr genau analytisch berechnet werden, so dass eine gezielte Suche nach solchen Gravitationswellen in den Daten durgeführt werden kann.

Bursts

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 oder durch Effekte von kosmischen Strings.

Unbekannte Quellen

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Es ist aber auch möglich, dass Gravitationswellen gefunden werden von astronomischen Quellen, die bisher nicht in Betracht gezogen wurden, oder die uns bisher völlig unbekannt sind. Man kann sich überraschen lassen!

Zukunft

LIGO wird zurzeit modernisiert und verbessert ('enhanced LIGO') mit einer Verbesserung der Sensitivität um etwa einen Faktor 2. In weiteren Jahren werden noch umfangreichere Verbesserungen eingebaut, so dass sie Sensitivität um einen Faktor 10 gegenüber dem Ursprungsgerät verbessert wird. Das bedeutet eine 10-mal so große Reichweite des Detektors, was gleichbedeutend ist mit einem etwa 1000-fach größeren Volumen das LIGO dann sehen kann! Ab diesem Zeitpunkt spätestens wird ein damit neues Fenster zu den Geheimnissen des Universums geöffnet und ein neues Zeitalter der astrophysikalischen Forschung beginnt.

Siehe auch

• Allgemeine_Relativitätstheorie
• GEO600, ein deutscher Gravitationswellendetektor in der Nähe von Hannover
• Virgo_(Gravitationswellendetektor), ein europäischer Gravitationswellendetektor.
• Einstein@home, zur Suche nach Gravitationswellen von Pulsaren am PC zuhause.

Weblinks

• Offizielle Homepage (englisch)
• Einstein’s Messengers – Ein Film über LIGO (englisch)]
• Livingston Observatorium mit Google Maps
• Hanford Observatorium mit Google Maps
• wissenschaft.de – Gravitationswellensuche vom Sofa aus
• World Year of Physics 2005 – Einstein@Home
• 2009: Jahr der Astronomie (englisch)