Gravitationswellen schwerer Objekte

Prinzip der Gravitationswellen

Am 22. Juni 1916 hielt Einstein vor der Akademie der Wissenschaften einen Vortrag über die näherungsweise Integration der Feldgleichungen der Gravitation. Dabei erklärte er seinen Kollegen, daß sich Gravitationsfelder stets mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten. Daraus leitete er schließlich den Energieverlust massiver Körper durch Abstrahlung von Gravitationswellen ab.

Eineinhalb Jahre später modifizierte Einstein seine Arbeit durch die Erkenntnis, daß ein mechanisches System, welches Kugelsymmetrie besitzt, nicht strahlen kann. Er leitete stattdessen für die Abstrahlung die sogenannte Quadrupolformel her. Die Vorhersage, daß die starke Beschleunigung kosmischer Massen unter bestimmten Voraussetzungen Gravitationswellen erzeugt, bleibt bestehen. Diese Voraussetzungen können sein z.B. umeinander kreisende Neutronensterne oder Schwarze Löcher, Supernovae mit anschließendem Kollaps in einen Neutronenstern bzw. Schwarzes Loch, also alles, bei dem große Massen bewegt werden müssen.

Seitdem wartet die wissenschaftliche Welt auf den Nachweis der Gravitationswellen. Für elektromagnetische Wellen  wie Radio- bis g-Strahlung gibt es schon seit langem Hochentwickelte Empfänger, die uns präzise Erkenntnisse  über Struktur und Entwicklung des Universums liefern. Eine künftige Astronomie mit Gravitationswellen würde es ermöglichen, Signale ganz neuer Art zu empfangen, z.B. vom Verschmelzen massereicher Schwarzer Löcher 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 für 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 meßbare 10^-40 W. Selbst der größte  Planet unseres Sonnensystems (Jupiter), strahlt bei seinem Umlauf um die Sonne nur 1 kW Leistung ab. Die Wellenlänge der ausgesandten Strahlung beträgt 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 Längenänderung des Zylinders wird dann mit hochempfindlichen Verstärkern 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 fünf Zylindern aus Aluminium oder Niob, alle auf Temperaturen nahe dem absoluten NuIlpunkt abgekühlt, sucht heute insbesondere die ''International Gravitational Events Collaboration'' nach simultanen Ereignissen. Diese internationale Gruppe hält 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 ausstoßen sollten, bisher ohne positives Ergebnis. Von der Konstruktion neuer kugelförmiger, tiefgekühlter - Resonanzantennen für Frequenzen bis 4 kHz versprechen sich die Erbauer von Zylinderantennen  künftig 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 (Ãœberlagerung 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 für 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 für die hohen Töne die Projekte Ligo (USA), Vago (Italien/Frankreich), Tama (Japan) sowie das deutsch-britische Geo 600 in Hannover. Gravitationswellen mit  tiefen Tönen unterhalb von 0,1 Hz erfordern dagegen so große Anlagen, daß diese nur im Weltraum plaziert werden können.

	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 fünf Antennen für den Empfang von Gravitationswellen. Die Weltraumanlage Lisa soll frühestens 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 würden Messungen infolge der bei diesen Frequenzen relativ starken seismischen Störungen unmöglich. Ein solches ehrgeiziges Weltraum-Projekt planen derzeit die Weltraumorganisationen Nasa und Esa gemeinsam mit einer Laser Interferometer Space Antenna (Lisa). Die drei Satelliten für die Antenne sollen im Jahr 2010 gestartet werden.

Hier soll die Abstandsänderung der Satelliten als Maß für die Gravitationswelle herangezogen werden. Die Satelliten folgen dem Raum, der durch die ankommende Welle in seinen Abmessungen verändert wird. Dies ändert auch die Entfernung der Satelliten zueinander, welche gemessen werden kann.

Die Änderung ist nicht groß. Selbst die Entfernung Erde-Sonne (1 AE) würde sich nur um einen Atomdurchmesser verändern.

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  groß  wie möglich zu bauen. Wegen der Erdkrümmung läßt sich die ideale Länge von einem halben Gravitationswellenzug - das entspricht mehreren hundert Kilometern - nicht erreichen. DeshaIb  faltet  man die Laserstrahlen in den bis 4 km (Ligo) langen L-förmigen Interferometer-Armen mit Spiegeln mehrfach und vergrößert so den Lichtweg.  Ein halb durchlässiger Spiegel im Zentrum der Anordnung sorgt für senkrecht zueinander verlaufende Teilstrahlen gleicher Intensität in den beiden Armen. Bei jedem Hin- und Herlauf erreicht Licht aus beiden Armen den Photodetektor, wobei sich die Teilstrahlen überlagern (interferieren) (siehe Abbildung 3). Die Anordnung wird so justiert, daß diese sich normalerweise gegenseitig auslöschen. Dehnt oder staucht jedoch eine Gravitationswelle einen der Arme, so daß sich die Lichtwege in beiden Armen nun unterscheiden, verändert sich das Interferenzmuster. Aus dem winzigen Laufzeitunterschied läßt sich die Frequenz der Welle bestimmen.

Für die optischen Komponenten wird spezielles synthetisches Quarzglas eingesetzt; dabei sind die Spiegel, die einen Durchmesser von  18 cm besitzen an hauchdünnen Quarzfäden aufgehängt. Mit bloßem Auge sind diese kaum zu erkennen. Der Innenbereich des Zentralgebäudes, wo die Optik und der Strahlengang untergebracht sind, wurde als Reinraum ausgelegt, jedes noch so winzige Staubkorn auf den Spiegeln würde die Messung verfälschen. Herzstück der Anlage ist ein Infrarot-Laser, dessen Leistung von 10 W bei einer Wellenlänge von 1,064 mm durch ein so genanntes Power-Recycling auf bis zu 10 kW verstärkt wird. Die scharf gebündelten Strahlen werden durch Luftleere Edelstahlröhren mit 60 cm Durchmesser geschickt. Das Ultrahochvakuum wird durch spezielle Turbo-Molekularpumpen erzeugt und aufrechterhalten. Da die Rotoren magnetisch gelagert sind arbeiten sie praktisch erschütterungsfrei.

Gleichzeitig müssen alle optischen Elemente gegen seismische Störungugen, Wetter und andere störenden Einflüsse isoliert sein. Die Meßumgebung 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 durchlässiger 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 Röhrenenden hängen, reflektiert werden. Laufzeitunterschiede aufgrund von Längenänderungen der Interferometer-Arme, wie sie eine Gravitationswelle auslösen soll, machen sich dann im Interferenzmuster an der Position des Strahlteilers bemerkbar.

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of Nuclear Chemisty