Gravitationswellen III Quellen & Detektoren Max Camenzind - Akademie HD Feb. 2016
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
Quellen von Gravitationswellen Supernovae II Kompakte Doppelsterne (WZ-WZ, NS-NS, BH-BH) CMB Polarisation Schnell rotierende Neutronensterne
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
GWellen Supernovae Typ II hängt von Modell ab Modelltest Bounce pnstern proto-nstern Core- Kollaps QSchwingungen Ott et al. 2012
GWellen Supernovae Typ II nur in der Milchstraße detektierbar SN in 10 kpc Entfernung! Ott et al. 2012
20.000 Doppelsterne WZ + WZ HM Cancri: P = 5,4 min a = 75.000 km; d = 490 pc f = 2/P = 6,2 mhz
Doppelsterne WZ + NS werden enger durch GWellenabstrahlung P = sec msec Frequenz f = Hz - khz
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 ~ 10 16 a 0 /c
Doppelstern Gravitationswelllen-Signal
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.
AdvLIGO BH-BH Test-Merger Chirp
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.
Merger von Neutronensternen GWellen Gamma-Bursts? ~ 10 msec Stephan Rosswog
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 10-21 /R : Abstand R in 100 Mpc r : Bahnradius von kompakten Binärsystem 2Gm 2 /rc² = R S /a ~ 10-1 : Kompaktheit h ~ 10-22 f : Frequenz der Welle: f = 1-10 khz f l = c l : Wellenlänge = 300 km 75 x 4 km @ f = 1 khz! P : Bahnperiode: P = 2p(GM/c³) x (ac²/gm) 3/2 = 43,3 µs x 5,2 = 0,22 ms @ a = 3 GM/c² Frequenz der GWelle: f = 2 x 4,5 khz = 9 khz Fundamentale Konstante aus Shapiro Time-Delay: GM S /c³ = 4,925491 µs
Inspiral & Merging NS-NS Binary arxiv:1105.4370 [astro-ph.he]
Inspiral & Merging NS-NS Binary 3PN analytisch arxiv:1105.4370 [astro-ph.he]
Potenzialflächen NStern-Merger Bauswein et al. 2015
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
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
Black Hole Merger nur in GWellen sichtbar! Leuchtkraft unabhängig von der Masse! GM S /c³ = 4,9 µsec
BH-BH Head-on Collision Simulation: CalTech-Cornell
Merging Kompakte Objekte 3 Phasen in der Zeitentwicklung Kip Thorne 1990
Inspiral Merger Ringdown Merger hat sich als einfacher erwiesen Amplitude wächst, da Bahnradius abnimmt
Merging SM Black Holes @ z = 1 20 Zeitskalen ~ min h + Röntgenbursts Jede Galaxie enthält im Zentrum ein supermassereiches Schwarzes Loch.
Gravitationswellen Abschätzung Doppel-SL-System in R = 10.000 Mpc m 1 = 100.000 M S, m 2 = 100.000 M S @ z ~ 6 R: Distanz zum Schwerpunkt, in Einheiten R S 2Gm 1 /Rc² = R S /R = 300.000/3x10 23 = 1,0x10-18 : Abstand R in 10 Gpc r : Bahnradius von kompakten Binärsystem 2Gm 2 /rc² = R S /a ~ 10-1 : Kompaktheit h ~ 10-19 f : Frequenz der Welle: f = 0,1 100 mhz f l = c l : Wellenlänge = 2,4 Mio. km @ f = 124 mhz! P : Bahnperiode: P = 2p(GM/c³) x (ac²/gm) 3/2 = 6,2 s x 5,2 = 32,2 s @ a = 3 GM/c² Frequenz GWelle: f = 2 x 31 mhz = 62 mhz elisa Fundamentale Konstante aus Shapiro Time-Delay: GM S /c³ = 4,925491 µs
SM SL entstehen @ z ~ 15 Totale Masse SL: 100.000 M S, emittiert @ z = 15
Black Hole Neutron Star Merger NS wird durch Gezeitenkräfte zerrissen Accretion time ~ 100 ms
Kawaguchi 2015
+ Mode GWelle für APR EoS M NS = 1,35 M S, M BH = 5M NS, a = 0,75 Kawaguchi 2015
BH Spin Tilt zu L Kawaguchi 2015
GWellen Hintergrundstrahlung entstehen in Inflationsphase des BigBang 13,8 Mrd a Zeit
Wie detektiert man GWellen? Hängt von der Frequenz ab
Wie detektiert man HF Gravitationswellen? GEO600 bei Hannover & Minigrail Teure & Billige Varianten
Joseph Weber (1919 2000) Pionier der GWellen-Forschung
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. 1969 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.
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
Moderne Kugelantenne Minigrail / CuAl 1,4 t / Leiden
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
Größtes Vakuumsystem 4 km LIGO
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
Michelson-Interferometer GEO600 - Standort: Hannover - Armlänge: 600 m - Umlaufende Lichtleistung 10 kw - Nd:YAG-Laser 14 W @ 1064 nm cw - Ultrahochvakuum: p < 10 7 Pa - erster Testlauf in Kooperation mit LIGO Anfang 2002 erfolgt - in Betrieb seit 2008 - keine Wellen det!
Problem : Störquellen
GEO600 gemessene Rauschkurven Frequenz Hz Restrauschen + Störsignale + Kalibration
DL = h rms L ~ 4 x 10-16 cm = 0,001 R p für Bandbreite von 100 Hz
Atlas-Computercluster Hannover
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
GWellen-Interferometer Hanford
GWellen-Interferometer Louisiana
LIGO Detektor in Louisiana
Fabry-Perot Interferometer VIRGO - Standort Pisa, Norditalien - französisch-italienische Kollaboration - seit 1997, wird bis 2017 umgebaut Technische Daten: - Armlänge: 3000 m - Hochvakuum von P = 10-12 bar
advligo geplante Verbesserungen Bessere seismische Isolation Bessere Testmassen & Aufhängung Höhere Leistung im Laser 200 W
Die 3 Phasen im Merging Prozess Chirp Physical Review Letter 12.2.2016
AdvLIGO BH-BH Merger Chirp
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.
AdvancedLIGO & -VIRGO > 2015 750 kw 25 W 125 W 750 kw
AdvancedLIGO Schema Spiegel Phys. Rev. Letter 2016
AdvancedLIGO arxiv: 1411.4547
arxiv: 1411.4547
AdvLIGO Quadrupol-Aufhängung
AdvancedLIGO Spiegel-Test
AdvancedLIGO Rauschkurve 2015 Eine Eigenschwingung Delta-Funktion im Fourierraum aligo 2015 LIGO 2011 Resonanzschwingungen advligo 2020 advligo 2017
Bild: VIRGO
2016
Strahlteiler Bild: VIRGO
40 kg Spiegel ETM aus Quarzglas 35 cm x 20 cm Bild: VIRGO
Aufhängung der Spiegel Bild: VIRGO
AdVIRGO Ultrahoch Vakuum 3 km Bild: VIRGO
Vergleich advligo - advvirgo Living Reviews 2016-1
Geplante Beobachtungs-Runs Living Reviews 2016-1
LIGO-India Udaipur ab 2018
KAGRA Japan im Aufbau in Mine
KAGRA Japan im Aufbau in Kamioka
KAGRA Kamioka Spiegel gekühlt MC = Mode Cleaning
Rauschkurve KAGRA / LCGT
GW Roadmap for the Future KAGRA LIGO-India Heute
2016: 3-300 Quellen pro Jahr Adv Virgo/ Adv LIGO Virgo/LIGO 2011: < 1 Quelle pro Jahr
Reichweite Binäre NSterne BNS Gravitationswellen-Astronomie LIGO I 500 Mpc Advanced LIGO 2015 optimistisch Einstein Teleskop ET 2030? elisa 2035 Universum
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 5 2 10 / ~1/M 40-80 200 1000 Optimistische Entdeckungsraten Raten pro Jahr Horizont in Mpc NS - NS BH - NS BH - BH NS - NS BH - NS BH - BH 1. Gen -- -- -- 32? 67? 160? Enh -- -- -- 71? 149? 349? 2. Gen 50 100 300 200 500 1000 M NS = 1,4 M S M BH = 10 30 M S
Pulsar Timing Array PTA Wellenlängen im Bereich von pc 100 pc (BH-BH Binaries) Frequenzen: 10-8 10-10 Hz
Einstein Telescope Design Studien ET 2011 >2030
Einstein Teleskop ET Design Studie
ET Design Xylophon 3 Interferom
Einstein Teleskop ET Design Studie
Zylinderantenne KAGRA EGO 2011
Weltraum-Interferometer LISA 2011 gestorben, NASA Rückzug 1996: Horizon 2000+ Yellow Book 1998: Update 3 Elem NASA ESA Projekt
Weltraum-Interferometer elisa 2034 - L Mission Kandidat wieder belebt ESA-Beschluss im Nov. 2013 1 Mio. km Armlänge 3 Laser-Stationen
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. 2013 by ESA's Science Program Committee (SPC). The suggested mission to probe the Gravitational Universe is the evolved Laser Interferometer Space Antenna (elisa).
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.
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.
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
Gravitationswellen mit elisa Camenzind 2016
Weltraum-Interferometer elisa Empfindlichkeit Camenzind 2016
GWellen-Astronomie mit elisa Inspiral & Merging SM Schwarzer Löcher im jungen Universum Kompakte WZ Binärsysteme in der Galaxis Period = min - h Camenzind 2016
GWellen-Astronomie mit elisa Realistische Quellen
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 10 15 = 6,0 x 10-16 : Abstand R in 100 pc r : Bahnradius von kompakten Binärsystem ~ 50.000 km 2Gm 2 /rc² = R S /a ~ 10-4 : Kompaktheit h ~ 5 x 10-20 f : Frequenz der Welle: f = 0,1 10 mhz f l = c l : Wellenlänge = 60 Mio. km @ f = 5 mhz! P : Bahnperiode: P = 2p(GM/c³) x (ac²/gm) 3/2 = 37,1 µs x 10 x 10 6 = 6 min @ a = 100.000 GM/c² Frequenz GWelle: f = 2 x 2,7 mhz = 5,4 mhz elisa Fundamentale Konstante aus Shapiro Time-Delay: GM S /c³ = 4,925491 µs
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 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.