Forschungsbericht 2013 - Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik

Angeln nach Gravitationswellen

Autoren
Babak, Stanislav; Jasiulek, Michael; Schutz, Bernard F.
Abteilungen
Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik, Potsdam-Golm
Zusammenfassung
Erdgebundene Gravitationswellendetektoren, der Weltraumdetektor eLISA und Pulsar Timing Arrays decken einen großen Frequenzbereich ab und können daher eine Vielzahl verschiedener Quellen untersuchen. Durch die Verbesserung der Instrumente und dadurch, dass die Datenanalysemethoden noch stabiler und ausgereifter werden, werden Beobachtungen immer wahrscheinlicher. Daher erwarten wir den ersten Nachweis von Gravitationswellen in den nächsten zehn Jahren, und möglicherweise schon nach der Hälfte dieser Zeit.

Der direkte Nachweis von Gravitationswellen und die anschließende Etablierung der Gravitationswellenastronomie ist eine der größten Herausforderungen der modernen Physik. Die Gravitationswellenastronomie wird ein völlig neues Fenster für astronomische Beobachtungen öffnen. Sie wird neue Informationen über massereiche astrophysikalische Objekte liefern, wie Neutronensterne oder Schwarze Löcher, die mit elektromagnetischen Wellen nicht beobachtet werden können. Das wird die Grundlagen der Physik und unser Verständnis des Universums stark beeinflussen.

Erdgebundene Detektoren

Derzeit werden alle erdgebundenen Detektoren aufgerüstet. Dadurch sollte sich ihre Messgenauigkeit wenigstens um den Faktor zehn verbessern. Das bedeutet, dass sich das beobachtbare Volumen um das Tausendfache vergrößert und daraus resultiert eine Ereignisrate von einigen wenigen bis zu einigen hundert Gravitationswellen-Ereignissen pro Jahr. Die ersten Beobachtungen dieses Netzwerks sind bereits 2016 möglich, allerdings ist 2017-18 wahrscheinlicher.

Um die winzigen, durch Gravitationswellen verursachten Unterschiede im optischen Weg eines Laserstrahls zu messen, werden Michelson-Interferometer verwendet. Der optische Weg ist dabei die Strecke zwischen dem Strahlteiler und den zwei Endspiegeln. Das Instrument muss Änderungen kleiner als der Durchmesser eines Protons verlässlich messen.

Bei derartig kleinen Abweichungen gibt es viele störende Effekte, die die Signale maskieren können, beispielsweise spielen zufällige thermische Oszillationen der Spiegel, seismische Störungen und sogar die zufälligen Ankunftszeiten der Photonen am Spiegel eine Rolle. Signale zu detektieren ist daher eine Frage der Identifizierung von Mustern in den Daten, die tatsächlich auf Gravitationswellen beruhen und nicht durch lokale Störungen hervorgerufen werden.

Das ist ein bisschen wie Angeln: Auch wenn es viele Fische im Meer gibt, reicht es nicht unbedingt aus, einen Haken ins Wasser zu hängen, um einen Fisch zu fangen. Es erfordert viel Geschick, einen Fisch zu erwischen. Bei der Suche nach Gravitationswellen liegt das Geschick in der Mustererkennung. Man muss genug Verständnis über das zu erwartende Signal entwickeln, um es von Rauschen unterscheiden zu können. Daher sind die Methoden der Datenanalyse eng mit der Art des Signals verbunden.

Die Bemühungen, Gravitationswellen direkt nachzuweisen, war einer der wichtigsten Beweggründe für die Gründung des Max-Planck-Instituts für Gravitationsphysik (Albert-Einstein-Institut/AEI) im Jahr 1995, und es ist heute das Hauptziel der Forschung von drei der fünf Abteilungen. Diese Arbeit beinhaltet die experimentelle Forschung, um noch empfindlichere Detektoren zu entwickeln, und die theoretische Forschung, um Quellen von Gravitationswellen besser zu verstehen und diese besser aus den Daten filtern zu können. 

Angeln nach Gravitationswellen im All

Erdgebundene Detektoren können keine Gravitationswellen unter einigen Hz beobachten, da starkes niederfrequentes Umgebungsrauschen auf der Erdoberfläche das verhindert. Evolved LISA (eLISA; LISA = Laser Interferometer Space Antenna), ein Satelliten-Detektor im All, ist das aktuell vorgeschlagene Projekt, mit dem dieser Frequenz-Bereich von 0,0001–0,1 Hz bei der Suche nach Gravitationswellen abgedeckt werden soll [1,2]. eLISA besteht aus drei unabhängigen Satelliten auf heliozentrischem Orbit, die ein gleichseitiges Dreieck mit einer Million km Seitenlänge bilden (Abb. 1). Die Satelliten tauschen Laserlicht aus. Abhängig vom entwickelten Design bilden sie entweder ein dreieckiges (drei Arme) oder ein L-förmiges (zwei Arme) Michelson-Interferometer.

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Abb. 1: Der Gravitationswellendetektor eLISA folgt der Erde um die Sonne (L-förmige Version des Michelson-Interferometers).
Abb. 1: Der Gravitationswellendetektor eLISA folgt der Erde um die Sonne (L-förmige Version des Michelson-Interferometers).

Die Prinzipien der Beobachtung im Weltraum ähneln denen der bodengestützten Observatorien, auch wenn die Umsetzung im All ganz andere Technologien erfordert. Daher wurde die LISA Pathfinder Mission der ESA ins Leben gerufen, um diese neuen Technologien an einem einzelnen Satelliten zu testen. Aus der Sicht der Datenanalyse gibt es zwei wichtige Unterschiede zwischen eLISA und bodengestützten Beobachtungen: (i) eLISA wird deutlich kleinere Datenmengen produzieren (sie passen auf einen USB-Stick) und (ii) eLISA-Daten werden eher von Signalen dominiert sein als durch Rauschen.

Wie für die bodengestützten Detektoren werden auch für eLISA verschiedene Arten von Signalen erwartet: 3.000 bis 5.000 nachweisbare Gravitationswellensignale von binären Weißen Zwergen aus unserer Galaxie, einige bis dutzende Verschmelzungen massereicher binärer Schwarzer Löcher (>105 Sonnenmassen) und einige wenige bis zu hunderten Verschmelzungen von extrem massereichen binären Schwarzen Löchern pro Jahr. Galaktische binäre Weiße Zwerge erzeugen fast monochromatische Signale, die während der gesamten Laufzeit der Mission beobachtet werden können. Einige dieser Systeme sind bereits aus elektromagnetischen Beobachtungen bekannt. Sie werden Verifikations-Systeme genannt und genutzt, um die Funktionalität der Geräte zu überprüfen.

Massereiche Schwarze Löcher sind das Ergebnis der kosmischen Evolution in Galaxien. Eine der großen Überraschungen in der Astronomie der letzten 20 Jahren ist, dass die meisten Galaxien solche Schwarzen Löcher in ihren Zentren zu beherbergen scheinen. Sie werden in galaktischen Kernen gebildet und nehmen durch Akkretion von Gas und durch Verschmelzung mit anderen massereichen Schwarzen Löchern an Masse zu. Dieser Vorgang ist die Folge der Verschmelzung von Galaxien (ein relativ häufiger Prozess) und führt zur Bildung von massiven binären Schwarzen Löchern.

In diesen Binärsystemen nähern sich die Schwarzen Löcher immer mehr, zunächst durch die Interaktion mit Gas oder umgebenden Sternen und schließlich durch die Abstrahlung von Gravitationswellen, was unweigerlich zur Verschmelzung führt. Die Verschmelzung zweier massiver Schwarzer Löcher ist so energiereich, dass eLISA das Ereignis beobachten können wird, egal wo im gesamten Universum es passiert. So kann man mithilfe von eLISA die Geschichte der Entstehung von Galaxien seit dem Urknall zurückverfolgen.

Signale von Binärsystemen mit extremen Massenverhältnissen entstehen durch das Einfangen eines kompakten Objekts von etwa der Masse unserer Sonne durch ein massereiches Schwarzes Loch in einem galaktischen Kern. Dieses Objekt kann ein Weißer Zwerg, ein Neutronenstern oder ein „gewöhnliches“ Schwarzes Loch sein. Das eingefangene Objekt nähert sich auf spiralförmigen Bahnen langsam dem zentralen Schwarzen Loch. In der Regel kreist es jahrelang in dem sehr starken Gravitationspotenzial des massereichen Schwarzen Lochs und strahlt im Frequenzbereich, der mittels eLISA nachweisbar ist.

Wird ein solches Signal detektiert, können das zentrale Objekt und die Umgebung des galaktischen Zentrums mit hoher Präzision untersucht werden. Dadurch sind neue Tests der Allgemeinen Relativitätstheorie möglich. Selbst kleinste Abweichungen von Einsteins Theorie, wie sie etwa moderne theoretische Ansätze der Quantengravitation vorhersagen, könnten in diesen Signalen nachgewiesen werden.

Neben den Signalen der gerade beschriebenen Binärsysteme erwarten Astronomen für eLISA ähnlich wie bei den erdgebundenen Detektoren einen stochastischen Gravitationswellenhintergrund. Tatsächlich liegen alle Gravitationswellen, die vom so genannten elektroschwachen Phasenübergang des Universum kurz nach dem Urknall produziert wurden, jetzt im eLISA-Frequenzbereich. Würde eLISA diese Hintergrundstrahlung messen, so hätte das weitreichende Folgen für Grundlagen der Physik.

Um all diese Gravitationswellensignale aus den eLISA-Daten zu filtern, verwenden wir Techniken, die bereits heute bei der Analyse von Daten erdgebundener Detektoren eingesetzt werden. Jedoch ist die eLISA-Datenanalyse in einem Punkt besonders kompliziert. Wie oben erwähnt, ist die Mehrzahl der Signale im eLISA-Band so stark, dass sie leicht, manchmal sogar mit bloßem Auge in den Rohdaten erkannt werden können. Aber die Signale überlappen sich und kommen gleichzeitig von unterschiedlichen Quellen und aus verschiedenen Richtungen.

Daher besteht das größte Problem der eLISA-Datenanalyse im Wesentlichen darin, dass Nachweis und Charakterisierung dieser vielen überlagerten Gravitationswellensignale gleichzeitig erfolgen müssen. Um den Herausforderungen dieser Datenanalyse Herr zu werden, wurden die Mock LISA Data Challenges [3,4] ins Leben gerufen, ein Wettbewerb um die Entwicklung der besten Datenanalysemethoden, an dem Forschungsgruppen weltweit teilnehmen. Dabei wird simuliertes Rauschen des Detektors mit realistischen Signalen überlagert, wobei die physikalischen Parameter dieser Signale nicht öffentlich bekannt sind. Die Forschungsgruppen konkurrieren nun darum, die besten Methoden zu entwickeln, um die versteckten Signale nachzuweisen.

Das AEI-Team mit seinen Kooperationspartnern belegte bei diesen Wettbewerben stets Spitzenplätze. Insgesamt wurden durch die Mock LISA Data Challenge die Probleme der eLISA-Datenanalyse im Wesentlichen gelöst, allerdings muss weiterhin noch viel an der praktischen Umsetzung getan werden.

Pulsare als Köder für die Fische


Die Natur selbst liefert uns Gravitationswellendetektoren im ultra-tiefen Frequenzband von 10-9–10-6 Hz. Millisekunden-Pulsare sind ultra-stabile natürliche Uhren im Weltall; die Radiopulse dieser Quellen kommen mit extrem hoher Regelmäßigkeit, wenn sie über viele Monate oder Jahre gemittelt werden. Schwankungen in den Ankunftszeiten der einzelnen Impulse werden durch die Art der Pulsare, das interstellare Medium und durch das Rauschen im Radio-Empfänger verursacht. Interessanterweise werden Schwankungen auch durch die Ausbreitung der Pulse im Gezeitenfeld von Gravitationswellen hervorgerufen (Abb. 2).

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Abb. 2: Ein „natürlicher“ Gravitationswellendetektor: Die Radiosignale von Pulsaren bewegen sich durch die von niederfrequenten Gravitationswellen gekrümmte Raumzeit und werden auf der Erde detektiert.
Abb. 2: Ein „natürlicher“ Gravitationswellendetektor: Die Radiosignale von Pulsaren bewegen sich durch die von niederfrequenten Gravitationswellen gekrümmte Raumzeit und werden auf der Erde detektiert.

Gemittelt über lange Zeiträume sind viele dieser Effekte vernachlässigbar, sodass Gravitationswellen mit ähnlich langer Periodendauer detektiert werden können, indem man nach korrelierten Schwankungen in den Ankunftszeiten verschiedener Pulsare sucht. Das Internationale Pulsar Timing Array-Konsortium setzt sich aus europäischen, US-amerikanischen und australischen Kooperationen zusammen. Derzeit erhebt dieser Zusammenschluss Daten über viele stabile Millisekunden-Pulsare. Dadurch verbessern die Forscher kontinuierlich die Messempfindlichkeit im ultra-tiefen (nano Hertz) Frequenzbereich.

Das Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie mit seinem Radioteleskop in Effelsberg nimmt eine zentrale Rolle in der europäischen Kollaboration ein, und auch das AEI hat wichtige Beiträge sowohl bei der Quellenabschätzung als auch in Bezug auf die Datenanalyse-Techniken geliefert.

Die wichtigsten zu erwartenden Quellen für Pulsar Timing-Detektoren sind ein stochastischer Gravitationswellenhintergrund, abgestrahlt von einem Netzwerk kosmischer Strings oder durch die Überlagerung monochromatischer Gravitationswellensignale von vielen massereichen binären Schwarzen Löchern im umliegenden Universum. AEI-Wissenschaftler haben die Standardabschätzung, die nun von der Forscher-Gemeinde verwendet wird, für die vermutliche Stärke dieses Hintergrund aus Strahlung von Binärsystemen geliefert [5].

Sie haben auch vorhergesagt, dass einige stärkere Gravitationswellensignale von nahe gelegenen massiven binären Schwarzen Löchern sich von diesem astrophysikalischen Hintergrund abheben werden [6,7]. Die Identifizierung dieser Signale ist nicht trivial, da die Daten, die während einer Beobachtungskampagne aufgenommen werden, nur ein paar Zyklen dieser sehr niederfrequenten Gravitationswellen enthalten. Sind unsere Abschätzungen der Signalstärke korrekt, so ist es sehr wahrscheinlich, dass mit neuen, weiter entwickelten Radioteleskopen wie FAST und SKA, die demnächst bzw. mittelfristig fertig gestellt werden, durch Pulsar Timing im niederen Frequenzbereich in den nächsten vier bis zehn Jahren Gravitationswellen detektiert werden. 

Literaturhinweise

1.
Amaro-Seoane, P.; Aoudia, S.; Babak, S.; Binétruy, P.; Berti, E.; Bohé, A.; Caprini, C.; Colpi, M.; Cornish, N. J.; Danzmann, K.; Dufaux, J.-F.; Gair, J.; Jennrich, O.; Jetzer, P.; Klein, A.; Lang, R. N.; Lobo, A.; Littenberg, T.; McWilliams, S. T.; Nelemans, G.; Petiteau, A.; Porter, E. K.; Schutz, B. F.; Sesana, A.; Stebbins, R.; Sumner, T.; Vallisneri, M.; Vitale, S.; Volonteri, M.; Ward, H.
Low-frequency gravitational-wave science with eLISA/NGO
Classical and Quantum Gravity 29, 124016 (2012)
2.
Amaro-Seoane, P.; Aoudia, S.; Babak, S.; Binétruy, P.; Berti, E.; Bohé, A.; Caprini, C.; Colpi, M.; Cornish, N. J.; Danzmann, K.; Dufaux, J.-F.; Gair, J.; Jennrich, O.; Jetzer, P.; Klein, A.; Lang, R. N.; Lobo, A.; Littenberg, T.; McWilliams, S. T.; Nelemans, G.; Petiteau, A.; Porter, E. K.; Schutz, B. F.; Sesana, A.; Stebbins, R.; Sumner, T.; Vallisneri, M.; Vitale, S.; Volonteri, M.; Ward, H.
eLISA: Astrophysics and cosmology in the millihertz regime
ePub ahead of print: arXiv:1201.3621 [astro-ph.CO]
3.
Babak, S.; Baker, J. G.; Benacquista, M. J.; Cornish, N. J.; Crowder, J.; Larson, S. L.; Plagnol, E.; Porter, E. K.; Vallisneri, M.; Vecchio, A. (the Mock LISA Data Challenge Task Force); Arnaud, K.; Barack, L.; Błaut, A.; Cutler, C.; Fairhurst, S.; Gair, J.; Gong, X.; Harry, I.; Khurana, D.; Królak, A.; Mandel, I.; Prix, R.; Sathyaprakash, B. S.; Savov, P.; Shang, Y.; Trias, M.; Veitch, J.; Wang, Y.; Wen, L.; Whelan, J. T. (the Challenge 1B participants)
The Mock LISA Data Challenges: from challenge 1B to challenge 3
Classical and Quantum Gravity 25, 184026 (2008)
4.
Babak, S.; Baker, J. G.; Benacquista, M. J.; Cornish, N. J.; Larson, S. L.; Mandel, I.; McWilliams, S. T.; Petiteau, A.; Porter, E. K.; Robinson, E. L.; Vallisneri, M.; Vecchio, A. (the Mock LISA Data Challenge Task Force); Adams, M.; Arnaud, K. A.; Błaut, A.; Bridges, M.; Cohen, M.; Cutler, C.; Feroz, F.; Gair, J. R.; Graff, P.; Hobson, M.; Key, J. S.; Królak, A.; Lasenby, A.; Prix, R.; Shang, Y.; Trias, M.; Veitch, J.; Whelan, J. T. (the MLDC 3 participants)
The Mock LISA Data Challenges: from challenge 3 to challenge 4
Classical and Quantum Gravity 27, 084009 (2010)
5.
Sesana, A.
Systematic investigation of the expected gravitational wave signal from supermassive black hole binaries in the pulsar timing band
ePub ahead of print: arXiv:1211.5375 [astro-ph.CO]
6.
Babak, S.; Sesana, A.
Resolving multiple supermassive black hole binaries with pulsar timing arrays
Physical Review D 85, 044034 (2012)
7.
Sesana, A.; Vecchio, A.; Volonteri, M.
Gravitational waves from resolvable massive black hole binary systems and observations with Pulsar Timing Arrays
ePub ahead of print: arXiv:0809.3412 [astro-ph]
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