Gravitationswellen Die LIGO-Quelle GW150914 Max Camenzind Senioren Uni SS2016
Nachweis Gravitationswellen Epochemachend: 11.02.2016 NSF 1. Einstein Theorie bestätigt 2. Binäre Schwarze Löcher existieren
NSF Press Conference 11.2.2016 Bild: NSF
2 Pioniere der GWellenforschung Rainer Weiss & Kip Thorne Bild: NSF
Physicist Kip Thorne helped to found LIGO, together with Ronald Drever from the California Institute of Technology in Pasadena and Rainer Weiss of the Massachusetts Institute of Technology in Cambridge.
Ein Paper mit 1000 Autoren
Das Corpus Delicti 2 Schwarze Löcher verschmelzen
Unsere Themen Warum Gravitationswellen (GWellen)? Gravitation ist keine Kraft, Gravitation ist Geometrie! GWellen Geometrie-Wellen Was sind Gravitationswellen (GWellen)? Eigenschaften, Entstehung, Stärke Welche Quellen gibt es für GWellen? Neutronensterne & Schwarze Löcher mergen Wie detektiert man GWellen? Resonanzantennen; Laserinterferometer: AdvancedLIGO, -VIRGO, GEO600, KAGRA, LIGO-India Die LIGO-Quelle GW150914 Ein Gamma-Burster?
Einsteins Vision der Gravitation 1915
Einsteins Vision der Gravitation 1915
Krümmung = Rotation längs Loop V E 2 E 1 TV Riemann: 6 Rotationsmatrizen TV a = R a bcd Vb c d [E E2 1 ] ab, cd = 01, 02, 03, 12, 13, 23 Camenzind 2016
3+1 Zerlegung der Krümmung i,k,m,n = 1,2,3 GWellen = Gezeitenwellen 4D t 3D x (3) R i E = R i R i kmn im 0m0 km0 3-Krümmung Gezeiten-Kräfte Scherung, Twist Camenzind 2016
Gravitationswellen in der ART (Einstein 1916,1918) g ij = d ij + h ij h ij h ij : transverse, traceless and propagates at v=c 14
Wellengleichung für h aus R ik = 0 Wenn L = 4 km Auslenkung DL
0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 1 0 0 0 0 1 0 0 0 0 1 0 0 0 0 1 h h h h h g ik ik h ik ART Gravitationswellen 1916 Tensor- oder Matrixwelle, R ik = 0 ) / ( i ) / ( i e e c z t c z t A h A h GWelle in z-richtung mit c Amplitude A + & A x dxdy h z y h x h t c s x 2 d )d (1 )d (1 d d 2 2 2 2 2 2 Minkowski t x y z t x y z
GWellen Kraftwirkung auf Ring
Riemann-Tensor von GWellen Metrik einer Gravitationswelle Unabhängige Komponenten des Riemann-Tensors
Gravitationswelle = Gezeitenwelle Gezeiten-Komponente des Riemann-Tensors Relative Längenänderung dl/l = h dx = h + x ; dy = -h + y Stauchungswelle mit c dx = h x y ; dy = h x x Scherungswelle mit c
Gravitationswellen im Labor Rotierender Quadrupol Nicht messbar Rotierende Hantel Quadrupolmassenmoment Q Gravitationswellen im Labor 10-26 Watt
GWellen Doppelsternsystem
Gravitationswellen Doppelsternsystem im Abstand R = 100 Mpc h 1 R G² 4 c 2m1m r 2 1 cos ² icos2 t R / c h 1 R G² 4 c 4m1m r 2 cosi sin 2 t h ~ 10-23 R / c R: Distanz zum Schwerpunkt, in Einheiten R S, m ~ 1,4 2Gm 1 /Rc² = R S /R ~ 10-21 : Abstand R in 100 Mpc r : Bahnradius von kompakten Binärsystem 2Gm 2 /rc² = R S /a ~ 10-2 : Kompaktheit = 2p/P, P : Bahnperiode ~ ms f ~ 10 Hz 3 khz i : Inklination der Bahnebene
Gravitationswellen Gezeitenwellen, die sich mit c ausbreiten
Indirekter Nachweis GWellen Nobelpreis 1993 an Taylor & Hulse Doppelpulsar a ~ Sonnenradius GWellenabstrahlung Bahnverkürzung um 7 mm / Tag
Wie detektiert man HF Gravitationswellen? GEO600 bei Hannover & Minigrail Teure & Billige Varianten
Joseph Weber (1919 2000) Pionier der GWellen-Forschung
Joseph Weber, a physicist at the University of Maryland in College Park, believed that gravitational waves were real. In 1969, he announced that he had found them with a detector of his own invention: an aluminium cylinder, about 2 metres long and 1 metre in diameter, that rang when it was struck by such a wave. His result was never replicated, and was eventually rejected by nearly everyone except Weber himself. Nonetheless, his work drew many other researchers into the gravitational wave field.
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)
Rauschkurve Zylinderantennen Nachteil Schmalbandige Detektoren
Michelson-Interferometer Vorschlag 1970: Ray Weiss, MIT
Modernes GWellen-Interferometer 10 Watt 200 Watt 10 kwatt in Umlauf 1 MWatt in Umlauf!
Fabry-Perot Resonatoren Erdgebundene Interferometer können in der Regel nicht größer als wenige Kilometer gebaut werden. Um eine effektive Armlänge von ca. 200-3000 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 = 450 @ advligo.
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.
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 Grafik: Camenzind
45 Jahre LIGO-Entwicklung 1971-1989: 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; 1995-2000: Bau und Installation des GWellen- Interferometers; 2001-2005: Commissioning-Phase; 2005-2007, 2009-2010: Suche nach GWellen; 2007-2009: Upgrade Enhanced LIGO; 2011-2015: Upgrade auf AdvancedLIGO. 2015/2016: Erste Science Runs mit AdvLIGO
Problem : Störquellen Aufgabe: Rauschen so gut wie möglich unterdrücken
DL = h rms L ~ 4 x 10-16 cm = 0,001 R p für Bandbreite von 100 Hz Data: LIGO
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
GWellen-Interferometer LIGO H2 nach Indien verlagert LIGO-India Bild: LIGO
GWellen-Interferometer Hanford Bild: LIGO
Anlage des Ligo-Detektors in Hanford, USA
The LIGO Livingston Observatory in Louisiana sits in the middle of a pine forest.
Bild: LIGO LIGO Detektor in Louisiana
AdvancedLIGO & -Virgo > 2015 750 kw 25 W 125 W 750 kw Grafik: AdvLIGO
advligo erreichte Verbesserungen Bessere seismische Isolation Schwerere Testmassen & Aufhängung Höhere Leistung im Laser 200 W
AdvancedLIGO & -Virgo Ausbau Laser Power: 10 W 125 W @ 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.
Spiegelaufhängung Seismische Isolation Grafik: AdvLIGO
Bild: AdvLIGO
AdvancedLIGO Spiegel-Test 40 kg Quarzspiegel Bild: AdvLIGO
Bild: AdvLIGO AdvancedLIGO Kontrollraum
AdvancedLIGO Rauschkurve 2015 Eine Eigenschwingung Delta-Funktion im Fourierraum aligo 2015 LIGO 2011 Resonanzschwingungen advligo 2020 advligo 2017 Grafik: AdvLIGO/Camenzind
GWellen Observatorium advligo Physical Review Letter 12.2.2016
14.9.2015: 1. GWellen Detektion Physical Review Letter 12.2.2016
AdvLIGO Simulierter BH- Chirp [Grafik: AdvLIGO]
AdvLIGO BH-BH Merger Chirp Chirp Frequenz f(t) = f 0 (1 t/t M ) -3/8 [Grafik: AdvLIGO]
AdvLIGO BH-BH Merger Chirp [Grafik: AdvLIGO]
Die 3 Phasen im Merging Prozess Physical Review Letter 12.2.2016
Gravitationswellen Abschätzung Doppelsternsystem GW150914 R = 400 Mpc m 1 = 36 M S, m 2 = 29 M S M = 62 M S, a = 0,65 R: Distanz zum Schwerpunkt, in Einheiten R S 2Gm 1 /Rc² = R S /R = 108/1,23x10 22 = 8,8x10-21 : Abstand R in 400 Mpc r : Bahnradius von kompakten Binärsystem 2Gm 2 /rc² = R S /a ~ 10-1 : Kompaktheit h ~ 10-21 f : Frequenz der Welle: f = 35 150 Hz f l = c l : Wellenlänge = 2000 km 500 x 4 km @ f = 150 Hz! P : Bahnperiode: P = 2p(GM/c³) x (ac²/gm) 3/2 = 2 ms x 5,2 = 10,4 ms @ a = 3 GM/c² Frequenz der GWelle: f = 2 x 96,2 = 192 Hz Fundamentale Konstante aus Shapiro Time-Delay: GM S /c³ = 4,925491 µs
Die Lokalisierung der Quelle Physical Review Letter 12.2.2016
GBM-Detektion zu GW150914 Grafik: Fermi/NASA
Grafik: Fermi/NASA
Bild: VIRGO
2016
Strahlteiler Bild: VIRGO
40 kg Spiegel ETM aus Quarzglas 35 cm x 20 cm Bild: VIRGO
AdVIRGO Ultrahoch Vakuum 3 km Bild: VIRGO
Vergleich advligo - advvirgo Living Reviews 2016-1
Geplante Beobachtungs-Runs Living Reviews 2016-1
KAGRA Japan im Aufbau in Mine
KAGRA Japan im Aufbau in Kamioka
Einstein Teleskop ET Design Studie
Zylinderantenne KAGRA Grafik: EGO 2011
Sensitivity h 1. LIGO Gravitationswellenastronomie Advanced LIGO 2. Generation Detektoren 3. Einstein Teleskop ET elisa, DECIGO + Adv Virgo + KAGRA + LIGO-India 2007 2010 2015 2025 2030 Grafik: Camenzind 2016
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.
NS+NS Merger: 1,22+1,22 M S Es bildet sich ein balkenförmiger NStern, der mit etwa 0,7 ms rotiert und damit GWellen mit Frequenz f = 2f Orb = 3 khz abstrahlt. arxiv: 1604.03445
Inspiral Neutronenstern Merger 6 NS-Radien 3 NS-Radien µ: reduzierte Masse = m 1 m 2 /M ~ m/2 ~ 1 km grav. Einheit
NS+NS BH NS+NS SMNS 1,43+1,43 M S 1,22+1,22 M S Chirp arxiv: 1604.03445
1,42+1,29 M S arxiv: 1604.03445
GWellen Spektrum NS-Merger arxiv: 1604.03445
Spektrum GWellen NS Merger advvirgo advligo ET arxiv: 1604.03445