Gravitationswellen III Quellen & Detektoren

Transkript

1 Gravitationswellen III Quellen & Detektoren Max Camenzind - Akademie HD Feb. 2016

2 GWellen existieren, sind nachgewiesen!!!! Welche Quellen gibt es für GWellen? Neutronensterne, Schwarze Löcher, Big Bang Wie detektiert man GWellen? Unsere Themen III Resonanzantennen; Laserinterferometer: AdvancedLIGO, -VIRGO, GEO600, KAGRA, LIGO- India Projekte der Zukunft: GWellen-Astronomie Einstein Teleskop ET, elisa, DECIGO

3 Quellen von Gravitationswellen Supernovae II Kompakte Doppelsterne (WZ-WZ, NS-NS, BH-BH) CMB Polarisation Schnell rotierende Neutronensterne

4 Spektrum Gravitationswellen Kosmische Strings CMB Polarisation BH Binaries in Galaxien Standard Inflation Relic GWellen SM BH BH Merger SN Core Kollaps Kompakte WZ Doppelsterne NS-NS BH-BH Merger ELF VLF LF HF

5 GWellen Supernovae Typ II hängt von Modell ab Modelltest Bounce pnstern proto-nstern Core- Kollaps QSchwingungen Ott et al. 2012

6 GWellen Supernovae Typ II nur in der Milchstraße detektierbar SN in 10 kpc Entfernung! Ott et al. 2012

7 Doppelsterne WZ + WZ HM Cancri: P = 5,4 min a = km; d = 490 pc f = 2/P = 6,2 mhz

8 Doppelsterne WZ + NS werden enger durch GWellenabstrahlung P = sec msec Frequenz f = Hz - khz

9 Lebensdauer Doppelsternsystem Die Lösung dieser Gleichung: M 1 = M 2 = 1,4 M S / a 0 ~ R S t M : Merger Zeit a(t) = a 0 (1 t/t M ) 1/4 t M ~ 0,01 (c²a 0 /GM 1 )³ a 0 /c ~ a 0 /c

10 Doppelstern Gravitationswelllen-Signal

11 Zum Nachdenken: Chirpsignal Durch Abstrahlen von GWellen wird die Bahn im Doppelsternsystem immer enger und runder, da de/dt < 0 die Bahn wird zirkularisiert. Bahnperiode P wird kürzer. Berechnen Sie aus dem 3. Kepler-Gesetz und der Entwicklung des Bahnradius a(t) für e=0 die zeitliche Entwicklung der Frequenz f der GWelle df/dt ~ f 11/3. Zeigen Sie, dass diese Gleichung die Lösung f(t) = f 0 /(1 t/t M ) 3/8 t M : Merger Zeit Wie verläuft die Funktion f(t)? Vgl. mit Daten.

12 AdvLIGO BH-BH Test-Merger Chirp

13 Inspiral & Merging Doppelsterne 2 Neutronen- Sterne oder Schwarze Löcher in Binärsystem, die schliesslich verschmelzen ( Mergen ) Amplituden der GWellen sind sehr gut bekannt Doppel-Neutronen-Sterne (P ~ h) mergen in ~ 100 Mio. Jahren. Doppel-WZ-Systeme (P ~ min) mergen in ~ 1 Mio. Jahren.

14 Merger von Neutronensternen GWellen Gamma-Bursts? ~ 10 msec Stephan Rosswog

15 Gravitationswellen Abschätzung Doppelsternsystem NS-NS R = 100 Mpc m 1 = 1,4 M S, m 2 = 1,4 M S M = 2,5 M S, a = 0,7 R: Distanz zum Schwerpunkt, in Einheiten R S 2Gm 1 /Rc² = R S /R = 4,2/3,08x10 21 = 1,4 x /R : Abstand R in 100 Mpc r : Bahnradius von kompakten Binärsystem 2Gm 2 /rc² = R S /a ~ 10-1 : Kompaktheit h ~ f : Frequenz der Welle: f = 1-10 khz f l = c l : Wellenlänge = 300 km 75 x 4 f = 1 khz! P : Bahnperiode: P = 2p(GM/c³) x (ac²/gm) 3/2 = 43,3 µs x 5,2 = 0,22 a = 3 GM/c² Frequenz der GWelle: f = 2 x 4,5 khz = 9 khz Fundamentale Konstante aus Shapiro Time-Delay: GM S /c³ = 4, µs

16 Inspiral & Merging NS-NS Binary arxiv: [astro-ph.he]

17 Inspiral & Merging NS-NS Binary 3PN analytisch arxiv: [astro-ph.he]

18 Potenzialflächen NStern-Merger Bauswein et al. 2015

19 NS-NS Binary Merger / h eff = f * h(f) Rotation von NS* f NS = f peak /2 Periode ~ 0,8 ms advligo ET Bauswein et al. 2015

20 Black Hole Binary Blauer Überriese mit 70 Sonnenmassen bedeckt periodisch die Röntgenquelle Messier 33 Quelle X-7 : Periode: 3,45 d 2007 identifiziert 15,7 Sonnenmassen SL ~ wie Cyg X-1 System entwickelt sich zu DoppelSL-System Merging GW

21 Black Hole Merger nur in GWellen sichtbar! Leuchtkraft unabhängig von der Masse! GM S /c³ = 4,9 µsec

22 BH-BH Head-on Collision Simulation: CalTech-Cornell

23 Merging Kompakte Objekte 3 Phasen in der Zeitentwicklung Kip Thorne 1990

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25 Inspiral Merger Ringdown Merger hat sich als einfacher erwiesen Amplitude wächst, da Bahnradius abnimmt

26 Merging SM Black z = 1 20 Zeitskalen ~ min h + Röntgenbursts Jede Galaxie enthält im Zentrum ein supermassereiches Schwarzes Loch.

27 Gravitationswellen Abschätzung Doppel-SL-System in R = Mpc m 1 = M S, m 2 = M z ~ 6 R: Distanz zum Schwerpunkt, in Einheiten R S 2Gm 1 /Rc² = R S /R = /3x10 23 = 1,0x10-18 : Abstand R in 10 Gpc r : Bahnradius von kompakten Binärsystem 2Gm 2 /rc² = R S /a ~ 10-1 : Kompaktheit h ~ f : Frequenz der Welle: f = 0,1 100 mhz f l = c l : Wellenlänge = 2,4 Mio. f = 124 mhz! P : Bahnperiode: P = 2p(GM/c³) x (ac²/gm) 3/2 = 6,2 s x 5,2 = 32,2 a = 3 GM/c² Frequenz GWelle: f = 2 x 31 mhz = 62 mhz elisa Fundamentale Konstante aus Shapiro Time-Delay: GM S /c³ = 4, µs

28 SM SL z ~ 15 Totale Masse SL: M S, z = 15

29 Black Hole Neutron Star Merger NS wird durch Gezeitenkräfte zerrissen Accretion time ~ 100 ms

30 Kawaguchi 2015

31 + Mode GWelle für APR EoS M NS = 1,35 M S, M BH = 5M NS, a = 0,75 Kawaguchi 2015

32 BH Spin Tilt zu L Kawaguchi 2015

33 GWellen Hintergrundstrahlung entstehen in Inflationsphase des BigBang 13,8 Mrd a Zeit

34 Wie detektiert man GWellen? Hängt von der Frequenz ab

35 Wie detektiert man HF Gravitationswellen? GEO600 bei Hannover & Minigrail Teure & Billige Varianten

36 Joseph Weber ( ) Pionier der GWellen-Forschung

37 Joseph Weber (* 17. Mai 1919 in Paterson, New Jersey; 30. September 2000 in Pittsburgh, Pennsylvania) war ein USamerikanischer Physiker, bekannt als Pionier von Gravitationswellenexperimenten und als einer der Pioniere des Lasers. Weber war überzeugt, mit seinen Detektoren, die aus großen Aluminium-Metallzylindern mit aufgeklebten Piezoelementen bestanden und die er ab 1960 baute, Gravitationswellen nachgewiesen zu haben. In den 1960er Jahren erregte er damit großes Aufsehen berichtete er den Nachweis einer Gravitationswelle aus einer Koinzidenzmessung von Detektoren in Maryland und im Argonne National Laboratory (mit 1000 km Abstand). Da seine Ergebnisse jedoch nicht von anderen Forschern reproduziert werden konnten, sind seine experimentellen Resultate umstritten. Insbesondere Richard Garwin kritisierte Webers Experimente in den 1970er Jahren heftig. Weber setzte seine Experimente zwar fort, aber ohne Erfolg. Seit 1973 in 2. Ehe mit der Astronomin Virginia Trimble verheiratet.

38 Zylinderantennen im Ruhestand ALLEGRO Baton Rouge, LSU (USA) AURIGA Legnaro, INFN (Italien) EXPLORER Geneva, CERN, INFN (Schweiz) NAUTILUS Frascati, INFN (Italien) NIOBE Perth, UWA (Australien)

39 Rauschkurve Zylinderantennen

40 Moderne Kugelantenne Minigrail / CuAl 1,4 t / Leiden

41 Michelson-Interferometer Vorschlag 1970: Ray Weiss, MIT

42 Modernes GWellen-Interferometer 10 Watt 200 Watt 10 kwatt in Umlauf 1 MWatt in Umlauf!

43 Fabry-Perot Resonatoren Erdgebundene Interferometer können in der Regel nicht größer als wenige Kilometer gebaut werden. Um eine effektive Armlänge von ca Kilometern (Wellenlänge der GWelle) zu erreichen, werden Fabry-Perot Resonatoren verwendet, die auch in Lasern Verwendung finden und aus zwei dünnen parallel angeordneten vergüteten Spiegeln bestehen. Photonen die in die Resonatoren geraten, werden vielfach im Resonator hin und her reflektiert, was die Armlänge um einen Faktor F verlängert (F wird Finesse des Resonators genannt) F = advligo.

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45 Dual Recycling Trotz des verstärkenden Effekts der Fabry-Perot Resonatoren sind konventionelle Laser zu schwach für Interferometer mit Kilometern Armlänge. Um die Intensität der Laserstrahlen weiter zu verstärken, wird gegenüber einem der Arme ein Spiegel angebracht (sog. Recycling Mirror ). Dies führt dazu, dass die Laserstrahlen im Interferometer eingefangen werden und sich wie bei den Fabry-Perot Resonatoren gegenseitig verstärken. Insgesamt wird so eine ca. 100-fach höhere Strahlungsintensität erreicht, weshalb auch schon 10 W Laser verwendet werden könnten, heute bis 200 W.

46 4 km linker Fabry-Perot Interferometer-Arm Moden Cleaning Power Recycling Strahlteiler Signal Recycling 4 km rechter Fabry-Perot Interferometer-Arm 200 Watt Laser Aufbau LIGO GWellen- Interferometer Signal Detektion

47 Größtes Vakuumsystem 4 km LIGO

48 45 Jahre LIGO-Entwicklung : Entwicklung der Methode des Laser- Interferometers (Ray Weiss, Ron Drever); 1989: LIGO-Proposal an NSF (Kip Thorne) Bau eines internationalen GWellen-Interferometers und spätere Upgrades; : Bau und Installation des GWellen- Interferometers; : Commissioning-Phase; , : Suche nach GWellen; : Upgrade Enhanced LIGO; : Upgrade auf AdvancedLIGO. 2015/2016: Erste Science Runs mit AdvLIGO

49 Michelson-Interferometer GEO600 - Standort: Hannover - Armlänge: 600 m - Umlaufende Lichtleistung 10 kw - Nd:YAG-Laser nm cw - Ultrahochvakuum: p < 10 7 Pa - erster Testlauf in Kooperation mit LIGO Anfang 2002 erfolgt - in Betrieb seit keine Wellen det!

50 Problem : Störquellen

51 GEO600 gemessene Rauschkurven Frequenz Hz Restrauschen + Störsignale + Kalibration

52 DL = h rms L ~ 4 x cm = 0,001 R p für Bandbreite von 100 Hz

53 Atlas-Computercluster Hannover

54 LIGO (USA) LIGO Observatories are operated by Caltech and MIT LIGO Livingston Observatory 1 Interferometer 4 km Arme 2 Interferometer 4 km, 2 km Arme LIGO Hanford Observatory

55 GWellen-Interferometer LIGO H2 nach Indien verlagert LIGO-India

56 GWellen-Interferometer Hanford

57 GWellen-Interferometer Louisiana

58 LIGO Detektor in Louisiana

59 Fabry-Perot Interferometer VIRGO - Standort Pisa, Norditalien - französisch-italienische Kollaboration - seit 1997, wird bis 2017 umgebaut Technische Daten: - Armlänge: 3000 m - Hochvakuum von P = bar

60 advligo geplante Verbesserungen Bessere seismische Isolation Bessere Testmassen & Aufhängung Höhere Leistung im Laser 200 W

61 Die 3 Phasen im Merging Prozess Chirp Physical Review Letter

62 AdvLIGO BH-BH Merger Chirp

63 AdvancedLIGO & -VIRGO Ausbau Laser Power: 10 W 125 1,064 µm (entwickelt am AEI Hannover) Quantenrauschen Aktive seismische Isolation (Quadrupol-Pendel). Test Massen werden größer Reduktion im thermischen Rauschen. Test Massen werden schwerer 11 kg 40 kg Reduktion im Rauschen durch Strahlungsdruck. Test Massen Aufhängung Reduktion im thermischen Rauschen der Aufhängung. Signal Recycling Signalverstärkung.

64 AdvancedLIGO & -VIRGO > kw 25 W 125 W 750 kw

65 AdvancedLIGO Schema Spiegel Phys. Rev. Letter 2016

66 AdvancedLIGO arxiv:

67 arxiv:

68 AdvLIGO Quadrupol-Aufhängung

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70 AdvancedLIGO Spiegel-Test

71 AdvancedLIGO Rauschkurve 2015 Eine Eigenschwingung Delta-Funktion im Fourierraum aligo 2015 LIGO 2011 Resonanzschwingungen advligo 2020 advligo 2017

72 Bild: VIRGO

73 2016

74 Strahlteiler Bild: VIRGO

75 40 kg Spiegel ETM aus Quarzglas 35 cm x 20 cm Bild: VIRGO

76 Aufhängung der Spiegel Bild: VIRGO

77 AdVIRGO Ultrahoch Vakuum 3 km Bild: VIRGO

78 Vergleich advligo - advvirgo Living Reviews

79 Geplante Beobachtungs-Runs Living Reviews

80 LIGO-India Udaipur ab 2018

81 KAGRA Japan im Aufbau in Mine

82 KAGRA Japan im Aufbau in Kamioka

83 KAGRA Kamioka Spiegel gekühlt MC = Mode Cleaning

84 Rauschkurve KAGRA / LCGT

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88 GW Roadmap for the Future KAGRA LIGO-India Heute

89 2016: Quellen pro Jahr Adv Virgo/ Adv LIGO Virgo/LIGO 2011: < 1 Quelle pro Jahr

90 Reichweite Binäre NSterne BNS Gravitationswellen-Astronomie LIGO I 500 Mpc Advanced LIGO 2015 optimistisch Einstein Teleskop ET 2030? elisa 2035 Universum

91 Realistische Entdeckungsraten Raten pro Jahr Horizont in Mpc NS - NS BH - NS BH - BH NS - NS BH - NS BH - BH 1. Gen 0,015 0,004 0,01 32? 67? 160? Enh 0,15 0,04 0,11 71? 149? 349? 2. Gen / ~1/M Optimistische Entdeckungsraten Raten pro Jahr Horizont in Mpc NS - NS BH - NS BH - BH NS - NS BH - NS BH - BH 1. Gen ? 67? 160? Enh ? 149? 349? 2. Gen M NS = 1,4 M S M BH = M S

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93 Pulsar Timing Array PTA Wellenlängen im Bereich von pc 100 pc (BH-BH Binaries) Frequenzen: Hz

94 Einstein Telescope Design Studien ET 2011 >2030

95 Einstein Teleskop ET Design Studie

96 ET Design Xylophon 3 Interferom

97 Einstein Teleskop ET Design Studie

98 Zylinderantenne KAGRA EGO 2011

99 Weltraum-Interferometer LISA 2011 gestorben, NASA Rückzug 1996: Horizon Yellow Book 1998: Update 3 Elem NASA ESA Projekt

100 Weltraum-Interferometer elisa L Mission Kandidat wieder belebt ESA-Beschluss im Nov Mio. km Armlänge 3 Laser-Stationen

101 elisa: A New Astronomy evolving Laser Interferometer Space Antenna ESA: The Gravitational Universe will be one of the two science themes to be explored by ESA's next two Large (L-class) missions this was decided on Nov by ESA's Science Program Committee (SPC). The suggested mission to probe the Gravitational Universe is the evolved Laser Interferometer Space Antenna (elisa).

102 ESA: A major step towards revealing the Gravitational Universe will be the launch of LISA Pathfinder in 2015 and the test of elisa key technologies in space. Between 2014 and 2020, elisa technology will be optimized. In 2024 the industrial implementation will begin, with the payload supplied by a European consortium which also provides the flight hardware for LISA Pathfinder. The elisa launch is for 2034.

103 Pathfinder Test-Interferometer ESA At the core of LISA Pathfinder are the two test masses: a pair of identical 46 mm gold platinum cubes, floating freely, several millimetres from the walls of their housings. The cubes are separated by 38 cm and linked only by laser beams to measure their position continuously.

104 The central circle is a cylindrical capsule that contains many of the spacecraft's key payload components a vacuum enclosure that houses two test masses in their electrode casings, and the optical bench interferometer between them. Scientists will use this interferometer to monitor and measure the masses as they move in a nearperfect gravitational free-fall. ESA

105 Gravitationswellen mit elisa Camenzind 2016

106 Weltraum-Interferometer elisa Empfindlichkeit Camenzind 2016

107 GWellen-Astronomie mit elisa Inspiral & Merging SM Schwarzer Löcher im jungen Universum Kompakte WZ Binärsysteme in der Galaxis Period = min - h Camenzind 2016

108 GWellen-Astronomie mit elisa Realistische Quellen

109 Gravitationswellen Abschätzung Doppel-WZ-System in R = 100 pc m 1 = 0,6 M S, m 2 = 0,6 M S R: Distanz zum Schwerpunkt, in Einheiten R S 2Gm 1 /Rc² = R S /R = 1,8/3 x = 6,0 x : Abstand R in 100 pc r : Bahnradius von kompakten Binärsystem ~ km 2Gm 2 /rc² = R S /a ~ 10-4 : Kompaktheit h ~ 5 x f : Frequenz der Welle: f = 0,1 10 mhz f l = c l : Wellenlänge = 60 Mio. f = 5 mhz! P : Bahnperiode: P = 2p(GM/c³) x (ac²/gm) 3/2 = 37,1 µs x 10 x 10 6 = 6 a = GM/c² Frequenz GWelle: f = 2 x 2,7 mhz = 5,4 mhz elisa Fundamentale Konstante aus Shapiro Time-Delay: GM S /c³ = 4, µs

110 Sensitivity h 1. LIGO Gravitationswellenastronomie Advanced LIGO 2. Generation Detektoren 3. Einstein Teleskop ET elisa, DECIGO + Adv Virgo + KAGRA + LIGO-India Camenzind 2016

111 Zusammenfassung - Zeitplan Gravitationswellen existieren durch Messung von SL-Merging bestätigt. Bereits 1993 ein Nobelpreis vergeben. Detektoren der 1. Generation (GEO600, LIGO, VIRGO) Machbarkeitsstudien. Detektoren der 2. Generation > 2015 werden Existenz von GWellen nachweisen. Einstein Teleskop (3. Generation) wird den Durchbruch in der Gravitationswellen- Astronomie bringen - erst ab etwa 2030.