Gravitationswellen schwerer Objekte

 

Prinzip der Gravitationswellen

Am 22. Juni 1916 hielt Einstein vor der Akademie der Wissenschaften einen Vortrag √ľber die n√§herungsweise Integration der Feldgleichungen der Gravitation. Dabei erkl√§rte er seinen Kollegen, da√ü sich Gravitationsfelder stets mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten. Daraus leitete er schlie√ülich den Energieverlust massiver K√∂rper durch Abstrahlung von Gravitationswellen ab.

 

Eineinhalb Jahre sp√§ter modifizierte Einstein seine Arbeit durch die Erkenntnis, da√ü ein mechanisches System, welches Kugelsymmetrie besitzt, nicht strahlen kann. Er leitete stattdessen f√ľr die Abstrahlung die sogenannte Quadrupolformel her. Die Vorhersage, da√ü die starke Beschleunigung kosmischer Massen unter bestimmten Voraussetzungen Gravitationswellen erzeugt, bleibt bestehen. Diese Voraussetzungen k√∂nnen sein z.B. umeinander kreisende Neutronensterne oder Schwarze L√∂cher, Supernovae mit anschlie√üendem Kollaps in einen Neutronenstern bzw. Schwarzes Loch, also alles, bei dem gro√üe Massen bewegt werden m√ľssen.

 

Seitdem wartet die wissenschaftliche Welt auf den Nachweis der Gravitationswellen. F√ľr elektromagnetische Wellen  wie Radio- bis g-Strahlung gibt es schon seit langem Hochentwickelte Empf√§nger, die uns pr√§zise Erkenntnisse  √ľber Struktur und Entwicklung des Universums liefern. Eine k√ľnftige Astronomie mit Gravitationswellen w√ľrde es erm√∂glichen, Signale ganz neuer Art zu empfangen, z.B. vom Verschmelzen massereicher Schwarzer L√∂cher im Inneren von Galaxien, oder sogar aus den ersten Sekundenbruchteilen nach dem Urknall.

 

Einstein zweifelte sogar selbst teilweise an der Echtheit der Gravitationswellen und den experimentellen Nachweis der extrem schwachen Wellen hielt er f√ľr ganz aussichtslos. Auch heute lassen sich im Labor Schwerewellen weder erzeugen noch nachweisen. Ein Beispiel: Zwei Kugeln von je 1 t Masse, die einander in einem Abstand von 1 m  500 mal pro Sekunde (!) umkreisen, erzeugen kaum me√übare 10-40 W. Selbst der gr√∂√üte  Planet unseres Sonnensystems (Jupiter), strahlt bei seinem Umlauf um die Sonne nur 1 kW Leistung ab. Die Wellenl√§nge der ausgesandten Strahlung betr√§gt dabei einige Lichtjahre.

Abbildung1: Zwei schwere Objekte, die im Universum umeinander kreisen hinterlassen eine Wellenbewegung, die sich wie Wellen auf einem See ausbreiten. Diese lassen sich mittels Gravitationswellen-Detektor nachweisen.

 

 

Erste Gravitationswellen-Detektoren

 

Die ersten Experimente zum Nachweis der Gravitationswellen wurden in den 60er Jahren gestartet. Hier sollte als Gravitationsantenne ein 1,5 t schwere Zylinder aus Aluminium dienen. Das Prinzip der Antenne ist folgendes. Trifft eine Gravitationswelle auf den Zylinder, so wird er mit der Grundschwingung oder Oberschwingung zur Resonanz angeregt. Die oszillierende L√§ngen√§nderung des Zylinders wird dann mit hochempfindlichen Verst√§rkern gemessen.   

Der Nachteil dieser mechanischen Resonatoren ist, daß sie nur wenige feste Eigenschwingungs-Moden besitzen ähnlich einem Radio, mit dem man nur zwei Sender empfangen kann.

Bereits 1969 wurde erstmals behauptete, man hätte Signale vom Zentrum unserer Galaxie empfangen, dies wurde aber niemals bestätigt.

Seitdem hat sich die Technologie dieser heute 1,5 bis 2,3 t schweren Detektoren, die jeweils auf eine oder zwei bestimmte Frequenzen der Gravitationswellen im Bereich von 700 bis 950 Hz empfindlich sind, sehr viel weiter entwickelt. Mit f√ľnf Zylindern aus Aluminium oder Niob, alle auf Temperaturen nahe dem absoluten NuIlpunkt abgek√ľhlt, sucht heute insbesondere die ''International Gravitational Events Collaboration'' nach simultanen Ereignissen. Diese internationale Gruppe h√§lt mit ihrem Detektorverbund Ausschau nach kontinuierlichen Quellen im All: etwa engen, rasch rotierenden Doppelsternsystemen sowie Explosionsprozessen: etwa den so genannten g-Ray-Bursts, die auch kurze Pulse von Gravitationswellen aussto√üen sollten, bisher ohne positives Ergebnis. Von der Konstruktion neuer kugelf√∂rmiger, tiefgek√ľhlter - Resonanzantennen f√ľr Frequenzen bis 4 kHz versprechen sich die Erbauer von Zylinderantennen  k√ľnftig eine wesentliche Steigerung in der Empfindlichkeit und damit in der effektiven Reichweite dieser Teleskope.

 

In den 70er Jahren wurde ein anderes Nachweisprinzip vorgeschlagen, auf dem heute alle Hoffnungen ruhen: das  sogenannte Interferometer (√úberlagerung zweier Laserstrahlen), das ein breites Spektrum von Gravitationswellen registrieren kann.

 

Gravitationswellen mit hohen Frequenzen im kHz-Bereich sollet man von explodierenden Sternen (Supernovae) sowie von Doppelsternen erwarten, die in der Endphase ihrer spiralförmigen Annäherung miteinander kollidieren und dann verschmelzen. Wellen mit tiefen Frequenzen im Bereich von 1 mHz sollten von rotierenden Schwarzen Löchern und engen Doppelsternsystemen abgestrahlt werden.

 

 

Neue Antennen f√ľr Gravitationswellen

 

Eine ganze Reihe von Antennen ist derzeit im Bau oder in Planung, die sich jeweils auf Frequenzen oberhalb oder unter- halb von 10 Hz spezialisieren. An terrestrischen Antennen sind dies f√ľr die hohen T√∂ne die Projekte Ligo (USA), Vago (Italien/Frankreich), Tama (Japan) sowie das deutsch-britische Geo 600 in Hannover. Gravitationswellen mit  tiefen T√∂nen unterhalb von 0,1 Hz erfordern dagegen so gro√üe Anlagen, da√ü diese nur im Weltraum plaziert werden k√∂nnen.

 

 

TAMA

GEO 600

LIGO

VIRGO

LISA

Standort

Japan

Hannover

USA

Italien

Weltraum

Armlänge

300m

600m

4km

3km

5 Millionen km

Start

2000

2001

2001

2002

2010

 

Tabelle 1: Derzeit im Bau oder bereits im Test befinden sich f√ľnf Antennen f√ľr den Empfang von Gravitationswellen. Die Weltraumanlage Lisa soll fr√ľhestens im Jahr  2010  ins All fliegen.

 

Abbildung 2:Luftaufnahme des Gravitationswellendetektors ''LIGO'' in Louisianna, USA. Jeder Arm hat eine Länge von 4 km.

 

Auf der Erde w√ľrden Messungen infolge der bei diesen Frequenzen relativ starken seismischen St√∂rungen unm√∂glich. Ein solches ehrgeiziges Weltraum-Projekt planen derzeit die Weltraumorganisationen Nasa und Esa gemeinsam mit einer Laser Interferometer Space Antenna (Lisa). Die drei Satelliten f√ľr die Antenne sollen im Jahr 2010 gestartet werden.

Hier soll die Abstands√§nderung der Satelliten als Ma√ü f√ľr die Gravitationswelle herangezogen werden. Die Satelliten folgen dem Raum, der durch die ankommende Welle in seinen Abmessungen ver√§ndert wird. Dies √§ndert auch die Entfernung der Satelliten zueinander, welche gemessen werden kann.

Die √Ąnderung ist nicht gro√ü. Selbst die Entfernung Erde-Sonne (1 AE) w√ľrde sich nur um einen Atomdurchmesser ver√§ndern.

Eine Antennenlänge von 3 km (wie beim Virgo-Detektor) ändert sich also maximal um ein 1/1000 des Durchmessers eines Protons. Derartig kleine Entfernungsänderungen zu registrieren stellt extreme Anforderungen an die Meßtechnik.

 

Mit Hilfe der Laser-Interferometrie hofft man jedoch, das Ziel zu erreichen. Um den Effekt zu optimieren, wird versucht, die Antennen so  gro√ü  wie m√∂glich zu bauen. Wegen der Erdkr√ľmmung l√§√üt sich die ideale L√§nge von einem halben Gravitationswellenzug - das entspricht mehreren hundert Kilometern - nicht erreichen. DeshaIb  faltet  man die Laserstrahlen in den bis 4 km (Ligo) langen L-f√∂rmigen Interferometer-Armen mit Spiegeln mehrfach und vergr√∂√üert so den Lichtweg.  Ein halb durchl√§ssiger Spiegel im Zentrum der Anordnung sorgt f√ľr senkrecht zueinander verlaufende Teilstrahlen gleicher Intensit√§t in den beiden Armen. Bei jedem Hin- und Herlauf erreicht Licht aus beiden Armen den Photodetektor, wobei sich die Teilstrahlen √ľberlagern (interferieren) (siehe Abbildung 3). Die Anordnung wird so justiert, da√ü diese sich normalerweise gegenseitig ausl√∂schen. Dehnt oder staucht jedoch eine Gravitationswelle einen der Arme, so da√ü sich die Lichtwege in beiden Armen nun unterscheiden, ver√§ndert sich das Interferenzmuster. Aus dem winzigen Laufzeitunterschied l√§√üt sich die Frequenz der Welle bestimmen.

 

F√ľr die optischen Komponenten wird spezielles synthetisches Quarzglas eingesetzt; dabei sind die Spiegel, die einen Durchmesser von  18 cm besitzen an hauchd√ľnnen Quarzf√§den aufgeh√§ngt. Mit blo√üem Auge sind diese kaum zu erkennen. Der Innenbereich des Zentralgeb√§udes, wo die Optik und der Strahlengang untergebracht sind, wurde als Reinraum ausgelegt, jedes noch so winzige Staubkorn auf den Spiegeln w√ľrde die Messung verf√§lschen. Herzst√ľck der Anlage ist ein Infrarot-Laser, dessen Leistung von 10 W bei einer Wellenl√§nge von 1,064 mm durch ein so genanntes Power-Recycling auf bis zu 10 kW verst√§rkt wird. Die scharf geb√ľndelten Strahlen werden durch Luftleere Edelstahlr√∂hren mit 60 cm Durchmesser geschickt. Das Ultrahochvakuum wird durch spezielle Turbo-Molekularpumpen erzeugt und aufrechterhalten. Da die Rotoren magnetisch gelagert sind arbeiten sie praktisch ersch√ľtterungsfrei.

Gleichzeitig m√ľssen alle optischen Elemente gegen seismische St√∂rungugen, Wetter und andere st√∂renden Einfl√ľsse isoliert sein. Die Me√üumgebung in den Antennen wird ruhiger sein als in jedem Raumschiff, das um die Erde kreist.

Es bleibt abzuwarten ob sich in den nächsten Jahren ein Erfolg einstellen wird.

 

Abbildung 3:Wie beim Michelson-Interferometer teilt ein halb durchl√§ssiger Spiegel als Strahlteiler den Laserstrahl in zwei senkrecht zueinander  stehende Teilstrahlen, die in die beiden Interferometer-Arme gelenkt werden, und von den Spiegeln, die an den jeweiligen R√∂hrenenden h√§ngen, reflektiert werden. Laufzeitunterschiede aufgrund von L√§ngen√§nderungen der Interferometer-Arme, wie sie eine Gravitationswelle ausl√∂sen soll, machen sich dann im Interferenzmuster an der Position des Strahlteilers bemerkbar.

 

 

 

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