LIGO

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LIGO (USA)
LIGO Hanford 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,[2] die dafür auch 2017 mit der Henry-Draper-Medaille ausgezeichnet wurden.[3] Sprecher der LIGO Scientific Collaboration (LSC) ist derzeit Patrick Brady (Wahl 2019 für 2 Jahre[veraltet]),[4] geschäftsführender Direktor des LIGO Laboratory ist seit 2011 David Reitze.[5] Als gewählte Sprecher von LIGO erhielten Gabriela González, David Reitzer und Peter Saulson (der erste gewählte Sprecher) 2016 den NAS Award for Scientific Discovery. Zu den leitenden Wissenschaftlern gehört Peter Fritschel vom MIT. Der Forschungsverbund LIGO, darunter das Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik und das Laser Zentrum Hannover, wurde mit dem Breakthrough Prize in Fundamental Physics ausgezeichnet.[6]

Aufgabe

Die Hauptaufgabe des LIGO ist die direkte Messung von Gravitationswellen kosmischen Ursprungs. Die allgemeine Relativitätstheorie von Albert Einstein sagt diese Wellen vorher. 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.[7]

Einen indirekten Hinweis auf die Existenz dieser Wellen gibt es durch den im Jahre 1974 durch Russell Hulse entdeckten Doppelpulsar PSR J1915+1606. Die Variationen in der Umlaufbahn dieses Doppelsystems stimmen 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 ermöglicht neben der Astronomie im elektromagnetischen Bereich und der Neutrinoastronomie, eine neue Art der Astronomie. Deshalb wurde in den 1960er Jahren versucht, mittels Resonanz-Zylindern Gravitationswellen zu messen, allen voran durch Joseph Weber. In den 1970er Jahren wurde 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 fünfte Messperiode, nachdem zwei Jahre lang Daten mit seinerzeit höchster Empfindlichkeit gewonnen worden waren. Am 11. Februar 2016 gaben die LIGO- und VIRGO-Kollaborationen in einer Pressemitteilung[8] bekannt, dass sie am 14. September 2015 erstmals Gravitationswellen direkt nachgewiesen hatten[9][10]. Am 26. Dezember 2015 wurde ein zweites Ereignis beobachtet[11][12], wie am 15. Juni 2016 bekanntgegeben wurde.[13] Bis Ende der zweiten Beobachtungsperiode im August 2017 wurden insgesamt weitere vier Ereignisse beobachtet.[14] Der nächste Lauf begann im April 2019.[15]

Observatorien

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 irdische Störungen, die sich langsamer 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

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 200 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 kW 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 280-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 Empfindlichkeit 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 so eingestellt, dass sich die beiden Teilstrahlen gerade auslöschen (siehe Interferenz) und somit bei der Fotodiode idealerweise kein Licht ankommt. Aufgrund von Störeinflüssen muss das System ständig justiert werden, 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 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 relativen Unterschied der beiden Armlängen von 10−22 zu messen. Das entspricht über die Armlänge etwa einem Tausendstel Protonenradius[16].

Die Messtechnik reagiert 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 Störeffekten herauszufiltern.

Quellen von Gravitationswellen

Signal kontinuierlich transient
modelliertes Pulsare Verschmelzung kompakter Objekte
unmodelliertes Gravitations­wellen-Hintergrund­strahlung
(stochastisches Signal) 		Bursts (transiente Ausbrüche 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

Pulsare sind Neutronensterne, die ein starkes Magnetfeld besitzen und sich mit bis zu 716 Umdrehungen pro Sekunde um die eigene Achse rotieren. Weisen diese Pulsare Asymmetrien in ihrer Massenverteilung auf (z. B. durch eine kleine Erhebung auf deren Oberfläche), strahlen sie laut der Theorie Gravitationswellen ab, was ihre Rotationsfrequenz verringert. Als Beispiel sei der Krebsnebel-Pulsar erwähnt, der sich etwa 30-mal pro Sekunde dreht.

An der 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 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

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 J1915+1606 nachgewiesen, und die Messungen passen 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 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.[9]

Am 15. Juni 2016 gab die LIGO-Kollaboration die Beobachtung eines zweiten solchen Ereignisses am 26. Dezember 2015 bekannt.[13][11] 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).[17]

Bursts

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

Geschichte

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

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.[18]

Kritik

Seit 2017 werden Zweifel an einigen Ligo-Ergebnissen geäußert.[19] Eine dänische Gruppe von Wissenschaftlern kritisiert insbesondere eine unzureichend dokumentierte und potenziell fehleranfällige Trennung von tatsächlichem Signal und zufälligen Störungen.[20] Mitglieder des LIGO-Konsortiums haben eingeräumt, dass Abbildungen in der Veröffentlichung zum ersten Nachweis der Gravitationswellen (Abbott et al., 2015)[9] aus pädagogischen Gründen per Hand und nach Augenmaß (“hand-tuned for pedagogical purposes”, “by eye”) angepasst wurden, ohne dies offenzulegen.[21]

Siehe auch

Weblinks

Wiktionary: LIGO – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

Einzelnachweise

  1. ↑ LIGO Detection full movie, David Reitze, Reiner Weiss explaining the measurement. 2017-02-08.
  2. ↑ A Brief History of LIGO. (PDF) (Nicht mehr online verfügbar.) ligo.org, 2016, archiviert vom Original am 3. Juli 2017; abgerufen am 13. Mai 2017 (englisch).
  3. ↑ 2017 Draper Medal: Barry C. Barish and Stanley E. Whitcomb. National Academy of Sciences, abgerufen am 25. April 2019 (englisch).
  4. ↑ UW-Milwaukee astrophysicist elected spokesperson of the LIGO Scientific Collaboration. newswise.com, 3. April 2019, abgerufen am 24. April 2019.
  5. ↑ New LIGO Executive Director Named. (Nicht mehr online verfügbar.) caltech.edu, 24. August 2011, archiviert vom Original am 6. Dezember 2017; abgerufen am 20. Oktober 2018.
  6. ↑ Sonderpreis für Gravitationswellen-Nachweis
  7. ↑ Der Beweis ist da: Einsteins Gravitationswellen sind nachgewiesen. Zeit Online, 11. Februar 2016.
  8. ↑ Kathy Svitil et al.: Gravitational Waves Detected 100 Years After Einstein’s Prediction. 11. Februar 2016, abgerufen am 18. Juni 2016.
  9. ↑ a b c 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).
  10. ↑ Davide Castelvecchi, Alexandra Witze: Einstein’s gravitational waves found at last. In: Nature. 11. Februar 2016, doi:10.1038/nature.2016.19361.
  11. ↑ 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).
  12. ↑ Davide Castelvecchi: LIGO detects whispers of another black-hole merger. In: Nature. 15. Juni 2016, doi:10.1038/nature.2016.20093.
  13. ↑ a b LIGO Does It Again: A Second Robust Binary Black Hole Coalescence Observed. 15. Juni 2016, abgerufen am 18. Juni 2016.
  14. ↑ Detection papers. ligo.org, abgerufen am 20. Oktober 2018.
  15. ↑ LSC news. (PDF; 7,8 MB) März 2019, abgerufen am 16. August 2019.
  16. ↑ LIGO's Interferometer. Abgerufen am 24. Juli 2019.
  17. ↑ 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
  18. ↑ Alexander Pawlak: Fortschrittliche Suche nach Gravitationswellen. 20. Mai 2015, abgerufen am 21. Mai 2015.
  19. ↑ S. Hossenfeder (2017) Was It All Just Noise? Independent Analysis Casts Doubt On LIGO's Detections, Forbes, 16. Juni 2017; [1]
  20. ↑ J. Creswell, S. v. Hausegger, A. D. Jackson, H. Liu, P. Naselsky (2017) On the time lags of the LIGO signals; August 2017
  21. ↑ M. Brooks (2018) Exclusive: Grave doubts over LIGO’s discovery of gravitational waves. Scientist, 31. Oktober 2018
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