Gravitationswellen

Die Einstein’sche Allgemeine Relativitätstheorie sagt das Phänomen der Gravitationswellen voraus: Störungen in der Geometrie der Raumzeit, die sich mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten und das „gravitationelle“ Gegenstück der elektromagnetischen Wellen darstellen. Sie sind ein Resultat des Kausalitätsprinzips: Informationen über die Verteilung von Massen können sich nicht schneller als mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten. Gravitationswellen werden durch die Beschleunigung massiver Objekte verursacht. Da die Gravitation eine ungleich schwächere Kraft als der Elektromagnetismus ist, können nur extreme astrophysikalische Systeme messbare Gravitationsstrahlung erzeugen. Mögliche Quellen sind Supernovae, sich umkreisende binäre Systeme aus kompakten Sternen (Weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher) und schnell rotierende deformierte Neutronensterne. Selbst diese stärksten Gravitationswellen konnten mit den heutigen Detektoren bisher nicht gemessen werden; einen indirekten Nachweis von Gravitationswellen lieferte jedoch die Beobachtung des binären Pulsars 1913+16 (Nobelpreis für Physik 1993). Einander umkreisende Neutronensterne verlieren durch die Abstrahlung von Gravitationswellen Energie. Dabei verkleinert sich ihre Umlaufbahn exakt in dem von der Allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagten Maß.

Ein Ziel des direkten Nachweises von Gravitationswellen ist es, den Boden für eine neue Astronomie zu bereiten. Die überwiegende Mehrzahl astronomischer Beobachtungen wird mittels elektromagnetischer Wellen unterschiedlicher Frequenzen (sichtbares Licht, Infrarot, Radiowellen, Röntgenwellen etc.) durchgeführt. Ausnahmen stellen nur die Neutrinoastronomie und die Beobachtung der kosmischen Strahlung dar. Weil Gravitation eine derart schwache Wechselwirkung ist, würde die Erschließung des Gravitationswellenspektrums den Astronomen die Beobachtung von Phänomenen erlauben, deren elektromagnetische Strahlung uns nicht erreicht. So könnte man z. B. die innersten Bereiche einer Supernova oder die frühesten kosmologischen Epochen unmittelbar nach dem Urknall untersuchen!

Moderne Gravitationswellendetektoren

In den letzten vier Dekaden wurden immer empfindlichere Gravitationswellendetektoren konstruiert (Abb. 1a). Die gegenwärtige Generation von Detektoren besteht aus einigen kilometerlangen Interferometern, die in den letzten zehn Jahren gebaut wurden. Unter diesen sind die LIGO-Detektoren in Hanford, Washington und Livingston, Louisiana in den USA die empfindlichsten. Durch die Beobachtung von Interferenzmustern des Laserlichts aus zwei senkrecht zueinander stehenden Detektorarmen kann man den Längenunterschied dieser Arme mit einer Genauigkeit von etwa 10^-18 Metern bestimmen. Die Armlängen der zwei Interferometer in Hanford betragen 4 km und 2 km, die des Detektors in Livingston ebenfalls 4 km. Damit kann man die relative Längenänderung beim Durchgang einer Gravitationswelle mit einer Genauigkeit von weniger als 10^-22 für Wellen mit einer Frequenz von ungefähr 100 Hertz messen (Abb. 1b).

Der mit 600 Meter langen Messstrecken ausgestattete Gravitationswellendetektor GEO600 in der Nähe von Hannover und der 3-Kilometer Interferometer Virgo bei Pisa in Italien funktionieren nach dem gleichen Prinzip. GEO600 wird als Teil der LIGO Scientific Collaboration (LSC) von einem Konsortium aus dem Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik (Albert-Einstein-Institut/AEI), der Leibniz Universität Hannover und den britischen Universitäten Cardiff und Glasgow betrieben.

Um die extreme Empfindlichkeit von LIGO zu erreichen, wurden abwechselnd technische und wissenschaftliche Datenaufnahmen („science runs“) sowie Inbetriebnahmearbeiten durchgeführt, mit denen der Detektor in seine geplante Endkonfiguration gebracht wurde. Aufgrund früherer wissenschaftlicher Datenaufnahmen (S1-S4, science run 1 bis science run 4) konnten bei ständig wachsender Empfindlichkeit des Detektors bereits einige mögliche Quellen von Gravitationswellen ausgeschlossen werden. Anders gesagt: dadurch dass bei ausreichender Empfindlichkeit keine Gravitationswellen gemessen wurden, konnten Rückschlüsse auf die Ursachen bestimmter astrophysikalischer Ereignisse gezogen werden (s. u.). Das erklärte Ziel von LIGO war jedoch eine lange, ununterbrochene Messung, die mindestens ein Jahr der gemeinsamen Datenaufnahme der 4-km-Interferometer an den beiden LIGO-Standorten beinhalten sollte. Für diese Messung S5 wurde LIGO entwickelt und gebaut.

Die drei LIGO-Detektoren begannen im November 2005, Daten aufzunehmen. Im Januar 2006 kam GEO600 hinzu und im Mai 2007 begann Virgo mit seinem ersten Dauermessbetrieb. Gleichzeitig trat eine Vereinbarung zum Datenaustausch zwischen der LSC und der Virgo Collaboration in Kraft. Damit entstand ein internationales Netzwerk aus fünf Detektoren an vier Standorten. Der Messdurchlauf S5 endete im November 2007. Seither sind die LIGO-Detektoren in einer längeren Entwicklungsphase für die Vorbereitung der nächsten Messung. Dafür werden zahlreiche Verbesserungen implementiert, darunter auch ein am Detektor GEO600 unter Beteiligung des AEI und des Laser-Zentrums Hannover entwickelten Hochenergielaser. In der Zwischenzeit wird die Analyse der in S5 gewonnenen Daten von den Mitgliedern der LSC vorgenommen. Hierzu gehört auch das AEI.

Wie sucht man nach Gravitationswellen?

Die LSC teilt die Suche nach Gravitationswellen nach den erwarteten Signalen und den unterschiedlichen Suchmethoden auf. Das Signal eines Binärsystems aus zwei kompakten Objekten, die sich einander auf spiralförmigen Bahnen umkreisend nähern, kann gut vorhergesagt werden. Nach den Signalen solcher Quellen sucht die LSC daher mithilfe von „Signalschablonen“ (Methode des „matched filtering“). Dabei handelt es sich um einen Algorithmus, mit dem die Daten untersucht werden und der echte Signale vom Detektorrauschen unterscheiden kann (Abb. 2 und 3).

Eine weitere, auf astrophysikalischen Ereignissen basierende Suche hält Ausschau sowohl nach in ihrer Form nicht
vorhersagbaren, „ausbruchartigen“ Signalen (englisch „bursts“), die zu einem zeitgleichen, plötzlichen Signal in mehreren Detektoren führen, als auch nach Korrelationen in den Daten verschiedener Detektoren (Abb. 4). Ein langlebiger, stochastischer – also nach dem Zufallsprinzip verteilter – Gravitationswellenhintergrund würde entsprechend korrelierte, zufällige Signale in den unterschiedlichen Detektoren verursachen; auch hiernach sucht die LSC. Langlebige periodische Signale hingegen können von schnell rotierenden, deformierten Neutronensternen erzeugt werden. Meist spricht man dabei von „Neutronensternen mit Bergen“ – aber die erwartete Höhe dieser Verformung beträgt gerade einmal einen Zentimeter, vielleicht einen Meter, bei einem typischen Neutronenstern mit einem Radius von zehn Kilometern. Nach diesen Wellen wird mithilfe von Signalschablonen gesucht, die mittels Dopplerverschiebung das periodische Signal versetzen, um Signale aus unterschiedlichen Richtungen im Weltraum identifizieren zu können. Aufgrund der großen Zahl der möglichen Signalschablonen wird ein Teil dieser Suche durch die Teilnehmer des Projekts Einstein@Home unter Federführung der AEI-Wissenschaftler durchgeführt.

Vorläufige Ergebnisse des Messdurchlaufs S5

Zahlreiche Analysen der S5-Daten werden zurzeit ausgeführt und/oder werden noch innerhalb der LSC überprüft. Die bislang vorliegenden Resultate unterstreichen die enge Beziehung zwischen der Suche nach Gravitationswellen und anderen astronomischen Beobachtungen [2].

Die Verschmelzung eines Neutronensterns mit einem zweiten Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch wird als mögliche Quelle der kurzen und intensiven Gammastrahlenausbrüche gesehen, die seit den 1960er-Jahren untersucht werden. Im Februar 2007 wurde der Gammastrahlenausbruch GRB070201 von verschiedenen satellitenbasierten Teleskopen registriert. Der Ausbruch wurde in der Richtung eines Spiralarms der Andromedagalaxie (M31) lokalisiert. Diese Galaxie ist 0.8 Megaparsec (Mpc) von unserem Sonnensystem entfernt. Da alle drei LIGO-Detektoren während S5 in der Lage waren, die Endphase vor der Verschmelzung eines binären Neutronensternsystems innerhalb einer Distanz von 10 Mpc oder mehr zu detektieren, wurde GRB070201 zu einem besonderen Studienobjekt der Wissenschaftler der LSC. Zum Zeitpunkt des Ausbruchs waren beide Instrumente in Hanford in Betrieb. Dennoch wurden weder bei der Suche nach „bursts“, noch nach binären Systemen entsprechende Gravitationswellensignale gefunden. Somit war LIGO in der Lage, mit einer Sicherheit von mehr als 99% die Verschmelzung eines Binärsystems kompakter Sterne in M31 als Ursache dieses GRB auszuschließen [2]. Dieses ist ein Schlüsselergebnis der Messungen!

Pulsare sind schnell rotierende Neutronensterne mit starkem elektromagnetischem Feld, die pro Umdrehung einen elektromagnetischen Puls aussenden. Die Beobachtung dieser Pulse erlaubt Rückschlüsse auf die Position der Quelle am Himmel und die spezifische Frequenz der entsprechenden periodischen Gravitationswellen. Dies ermöglicht eine besonders empfindliche Suche mittels Signalschablonen. Eine unabhängige Obergrenze dieser Gravitationsstrahlung ergibt sich aus der Beobachtung, wie schnell sich die Rotationsgeschwindigkeit des Pulsars verlangsamt. Über diese Grenze hinausgehende Gravitationsstrahlung würde die Rotation des Pulsars wegen des Energieverlusts durch die Strahlung schneller verlangsamen als beobachtet. Da es zusätzlich andere Mechanismen gibt, die der Rotation des Pulsars Energie entziehen können, stellt die beobachtete Verlangsamung die Obergrenze für die mögliche Emission von Gravitationswellen dar. Die Rotationsgeschwindigkeit des Pulsars im Krebs-Nebel (M1) verlangsamt sich am stärksten, sodass hier der größte „Spielraum“ für Gravitationsstrahlung besteht (Abb. 5). Mit den vorläufigen Ergebnissen der Beobachtungen aus dem Messdurchgang S5 konnte die LSC die für den Pulsar im Krebsnebel gültige Obergrenze gewissermaßen „übertrumpfen“ und so eine strengere Obergrenze für die Emission von Gravitationswellen bestimmen.

Stochastische Gravitationswellenhintergründe können durch kosmologische Prozesse im frühen Universum entstanden sein – analog zur Mikrowellenhintergrundstrahlung – oder durch die Überlagerung einer Vielzahl astrophysikalischer Signale. Die Gesamtstärke eines kosmologischen Gravitationswellenhintergrundes wird durch den Erfolg der Urknallnukleosynthese begrenzt: diese beschränkt zusätzliche Energiequellen auf das weniger als 10-5fache der Energiedichte, die für die Schließung des Universums benötigt wird. Eine vorläufige Analyse der LIGO S5-Daten hat davon unabhängig einen Hintergrund von vergleichbarem Niveau ausgeschlossen. Die Analyse der vollständigen S5-Daten wird voraussichtlich einen noch genaueren Grenzwert aufstellen.

Schlussfolgerung und Ausblick

Die ersten – und in einigen Fällen vorläufigen – Analysen des LIGO-Messdurchgangs S5 wurden veröffentlicht und haben die direkten Obergrenzen für die Stärke von Gravitationswellen einiger Quellen verbessert – sie liegen jetzt auf einer Ebene mit vergleichbaren indirekten astrophysikalischen Grenzwerten. Weitere Analysen der S5-Daten sind in Arbeit und könnten die erste direkte Detektion von Gravitationswellen liefern.

Der zweijährige Messdurchgang S5 mit Spezifikationsempfindlichkeit war diejenige Beobachtung, für die LIGO konstruiert wurde – aber weitere Verbesserungen sind bereits in Vorbereitung. Die 4 km LIGO-Detektoren sind gegenwärtig außer Betrieb und werden zu einem verbesserten Detektor (Enhanced LIGO) weiterentwickelt und aufgerüstet. Dieser wird voraussichtlich von 2009 bis 2011 mit einer verdoppelten Empfindlichkeit Daten aufnehmen. In der Zwischenzeit, während Virgo ebenfalls aufgerüstet wird, nehmen der 2 km-Detektor in Hanford und der GEO600-Detektor an einem Programm namens „Astrowatch“ teil. Astrowatch ermöglicht es der LSC, mit diesen weniger empfindlichen Detektoren nach astrophysikalischen Ereignissen von gigantischen Ausmaßen wie einer nahen Supernova oder einem Gammastrahlenausbruch Ausschau zu halten, während die empfindlicheren Detektoren außer Betrieb sind.

Nach dem Abschluss der Beobachtungen mit Enhanced LIGO, wird eine weitere Überholung stattfinden. Dabei werden die gegenwärtigen LIGO-Detektoren durch fortgeschrittene Instrumente (Advanced LIGO) am gleichen Standort ersetzt. Advanced LIGO soll 2014 mit einer zehnmal größeren Empfindlichkeit als der von S5 an den Start gehen und verspricht eine Ära, in der die Detektion von Gravitationswellen nicht nur möglich sondern wahrscheinlich sein wird.