LIGO

Das Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, kurz LIGO, ist das Gravitationswellen-Observatorium, das zusammen mit VIRGO 2015 erstmals die Wirkung einer Gravitationswelle lokal nachweisen konnte. Ursprünglich 1992 von Kip Thorne, Ronald Drever (Caltech) und Rainer Weiss (MIT) gegründet, beschäftigt das Projekt inzwischen hunderte Wissenschaftler in über 40 Instituten weltweit. Forscher dieser Gruppe erhielten 2017 den Nobelpreis für Physik.

LIGO Hanford Observatory LIGO Livingston Observatory

LIGO-Observatorien

LIGO besteht aus zwei Observatorien, die sich in Hanford (Washington) und in Livingston (Louisiana) befinden.

Die Anfänge waren Ende der 1970er Jahre am Caltech, initiiert von Kip Thorne und Rochus (Robbie) Vogt und mit Ronnie Drever und Stanley E. Whitcomb. Anfang der 1990er Jahre entwickelte sich die Zusammenarbeit mit dem MIT. Wichtige Leiter des Projekts waren Whitcomb und Barry Barish, die dafür auch 2017 mit der Henry-Draper-Medaille ausgezeichnet wurden. Sprecher der LIGO Scientific Collaboration (LSC) ist derzeit Stephen Fairhurst (Wahl 2025 für eine zweijährige Amtszeit), geschäftsführender Direktor des LIGO Laboratory ist seit 2011 David Reitze. Als gewählte Sprecher von LIGO erhielten Gabriela González, David Reitzer und Peter Saulson (der erste gewählte Sprecher) 2016 den NAS Award for Scientific Discovery. Zu den leitenden Wissenschaftlern gehört Peter Fritschel vom MIT. Der Forschungsverbund LIGO, darunter das Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik und das Laser Zentrum Hannover, wurde mit dem Breakthrough Prize in Fundamental Physics ausgezeichnet.

Aufgabe

Die Hauptaufgabe des LIGO ist die direkte Messung von Gravitationswellen kosmischen Ursprungs. Die allgemeine Relativitätstheorie von Albert Einstein sagt diese Wellen vorher. Diese Gravitationswellen konnten erstmals von Forschern der LIGO-Kollaboration durch die erste erfolgreiche direkte Messung von Gravitationswellen im September 2015 aufgrund einer Kollision zweier Schwarzer Löcher bestätigt werden, wie im Februar 2016 bekanntgegeben wurde.

Einen indirekten Hinweis auf die Existenz dieser Wellen gibt es durch den im Jahre 1974 durch Russell Hulse entdeckten Doppelpulsar PSR J1915+1606. Die Variationen in der Umlaufbahn dieses Doppelsystems stimmen mit den Vorhersagen der Allgemeinen Relativitätstheorie zur Abstrahlung von Gravitationswellen überein. Für diese Entdeckung erhielt Russell Hulse im Jahre 1993 den Nobelpreis für Physik.

Der direkte Nachweis von Gravitationswellen ermöglicht neben der Astronomie im elektromagnetischen Bereich und der Neutrinoastronomie eine neue Art der Astronomie. Deshalb wurde in den 1960er Jahren versucht, mittels Resonanz-Zylindern Gravitationswellen zu messen, allen voran durch Joseph Weber. In den 1970er Jahren wurde von Rainer Weiss die Möglichkeit der Verwendung von Interferometern für diese Suche realisiert.

Im Jahre 1992 wurde LIGO gegründet, die Bauarbeiten an beiden Detektoren waren 1999 abgeschlossen. Nach ersten Tests und Feinjustierungen der Systeme fand im August 2002 die erste wissenschaftliche Messperiode statt. Ende 2007 endete die fünfte Messperiode, nachdem zwei Jahre lang Daten mit seinerzeit höchster Empfindlichkeit gewonnen worden waren. Am 11. Februar 2016 gaben die LIGO- und VIRGO-Kollaborationen in einer Pressemitteilung bekannt, dass sie am 14. September 2015 erstmals Gravitationswellen direkt nachgewiesen hatten. Am 26. Dezember 2015 wurde ein zweites Ereignis beobachtet, wie am 15. Juni 2016 bekanntgegeben wurde. Bis Ende der zweiten Beobachtungsperiode im August 2017 wurden insgesamt weitere vier Ereignisse beobachtet. Der nächste Lauf begann im April 2019.

Observatorien

LIGO betreibt zwei Observatorien, die sich in Hanford (Washington) und in Livingston (Louisiana) befinden und etwa 3000 km voneinander entfernt sind. Für die Strecke zwischen den beiden Stationen benötigt Licht 10 ms. Da sich Gravitationswellen mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten, kann aus dem Laufzeitunterschied zwischen mindestens drei in diesen Observatorien gemessenen Signalen auf die Position der eigentlichen Quelle am Himmel geschlossen werden. Außerdem können dadurch irdische Störungen, die sich langsamer ausbreiten (wie Vibrationen, entfernte Erdbeben etc.), ausgeschlossen werden.

Jedes Observatorium besitzt ein L-förmiges Ultrahochvakuumsystem mit einer Schenkellänge von jeweils vier Kilometern, in dem ein Laser-Interferometer untergebracht ist. Das Observatorium in Hanford besitzt ein zweites, im selben Vakuumsystem untergebrachtes Interferometer mit einer Schenkellänge von zwei Kilometern.

Funktionsweise

In den rechtwinklig zueinander stehenden Armen der Observatorien laufen Laserstrahlen, die ein Michelson-Interferometer bilden.

An der Hauptstation des Observatoriums (die Ecke des L, in der sich die beiden Arme kreuzen) wird ein stabilisierter Laserstrahl von 200 W Leistung zunächst durch einen Spiegel geschickt, der das Laserlicht zwar in das System lässt, aber nicht in die umgekehrte Richtung (power-recycling mirror). Dadurch wird die Leistung des Laserlichtes im Interferometer auf 700 kW erhöht, was die Empfindlichkeit erhöht.

Danach trifft der Strahl auf einen Strahlteiler, an dem der Strahl geteilt wird und jeweils zur Hälfte in die beiden 4 km langen Arme geschickt wird (bzw. der 2 km langen Arme im zweiten Interferometer in Hanford). In jedem Arm untergebracht ist ein Fabry-Pérot-Resonator, bestehend aus zwei Spiegeln (davon einer teildurchlässig), so dass das Licht etwa 280-mal diese Strecke durchläuft, ehe es durch den teildurchlässigen Spiegel tritt und wieder auf den Strahlteiler trifft. Durch diese Technik der Mehrfachreflexionen wird die effektive Lauflänge des Lichtes auf 1120 km vergrößert, was wiederum die Empfindlichkeit des Instrumentes erhöht.

Am Strahlteiler in der Eckstation werden beide Teilstrahlen auf eine Fotodiode gelenkt, welche die Intensität des dort ankommenden Lichtes misst. Das Interferometer, insbesondere die verstellbaren Spiegel an den Enden der beiden Arme, wird so eingestellt, dass sich die beiden Teilstrahlen gerade auslöschen (siehe Interferenz) und somit bei der Fotodiode idealerweise kein Licht ankommt. Aufgrund von Störeinflüssen muss das System ständig justiert werden, um die Auslöschung der beiden Teilstrahlen zu erreichen.

Durchquert eine Gravitationswelle das Observatorium, ändern sich die relativen Längen der Arme des Interferometers: Ein Arm oder beide Arme können sich (um unterschiedliche Beträge) verlängern oder verkürzen. Das ruft eine Phasenverschiebung der beiden Teilwellen des Laserlichtes hervor und deren Interferenz ändert die Intensität des gemessenen Lichtes.

Durch die verwendete Kombination aus Spiegeln, der Laserintensität und der Fabry-Pérot-Kavität innerhalb des Systems sind die Observatorien in der Lage, einen relativen Unterschied der beiden Armlängen von 10⁻²² zu messen. Das entspricht über die Armlänge etwa einem Tausendstel Protonenradius.

Die Messtechnik reagiert empfindlich sowohl auf äußere Einflüsse wie Bewegungen im Erdreich (Erdbeben, Wellen an entfernten Stränden), wetterbedingte Auswirkungen (Wind), Straßenverkehr als auch auf interne Einflüsse wie thermische Bewegungen der Atome in den Spiegeln, in den Tunneln gestreutes Licht usw. Die Aufgabe der Datenanalysten ist es unter anderem, ein Gravitationssignal aus diesen Störeffekten herauszufiltern.

Quellen von Gravitationswellen

→ Hauptartikel: Gravitationswelle#Quellen von Gravitationswellen

Signal	kontinuierlich	transient
modelliertes	Pulsare	Verschmelzung kompakter Objekte
unmodelliertes	Gravitations­wellen-Hintergrund­strahlung (stochastisches Signal)	Bursts (transiente Ausbrüche anderer Art)

Es gibt eine Vielzahl von Signalen, nach denen gesucht wird. Diese lassen sich gruppieren in kontinuierliche Signale (Suche nach Pulsaren sowie kosmischer Gravitations-Hintergrundstrahlung) und in transiente Signale (Verschmelzung kompakter Objekte und unklassifizierbare Ausbrüche). Diese vier Signale lassen sich allerdings auch durch die Modellierung des Signals klassifizieren (siehe Tabelle).

Pulsare

Pulsare sind Neutronensterne, die ein starkes Magnetfeld besitzen und mit bis zu 716 Umdrehungen pro Sekunde um die eigene Achse rotieren. Weisen diese Pulsare Asymmetrien in ihrer Massenverteilung auf (z. B. durch eine kleine Erhebung auf deren Oberfläche), strahlen sie laut der Theorie Gravitationswellen ab, was ihre Rotationsfrequenz verringert. Als Beispiel sei der Krebsnebel-Pulsar erwähnt, der sich etwa 30-mal pro Sekunde dreht.

An der Suche nach Signalen von unbekannten Pulsaren kann sich jeder mittels des Einstein@home-Projekts am heimischen PC selbst beteiligen. Es wird durch die BOINC-Software durchgeführt und ist kostenfrei.

Gravitationswellen-Hintergrundstrahlung

Viele Modelle zum Universum sagen starke Gravitationswellen voraus, die kurz nach dem Urknall entstanden sind. Diese Gravitationswellen besitzen ein breites Spektrum und machen es möglich, bei Nachweis dieser Wellen viel weiter zeitlich in die Geschichte des Universums zu blicken, als es mit der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung möglich ist.

Verschmelzung kompakter Objekte

Umkreisen sich zwei kompakte Objekte wie zwei Neutronensterne oder zwei Schwarze Löcher (oder Kombinationen davon), strahlen sie ebenfalls nach der Theorie Gravitationswellen ab. Dadurch verliert das System Energie, so dass sich beide Körper langsam nähern. Dadurch werden stärkere Gravitationswellen abgestrahlt, so dass sich dieser Prozess beschleunigt, bis beide Körper zusammenstoßen und zu einem Schwarzen Loch verschmelzen.

Dies wurde indirekt bei dem weiter oben erwähnten Doppelpulsar PSR J1915+1606 nachgewiesen, und die Messungen passen zu den Vorhersagen der Allgemeinen Relativitätstheorie. Obwohl sich beide Körper in diesem System jährlich um 3,5 m annähern, verschmelzen beide Neutronensterne erst in etwa 300 Millionen Jahren.

Die erwarteten Signale für ein solches Szenario können berechnet werden, so dass eine gezielte Suche nach solchen Gravitationswellen in den Daten durchgeführt werden kann.

Am 14. September 2015 wurde erstmals ein Signal von der Verschmelzung zweier Schwarzer Löcher in den beiden LIGO-Detektoren nachgewiesen (Ereignis GW150914).

Am 15. Juni 2016 gab die LIGO-Kollaboration die Beobachtung eines zweiten solchen Ereignisses am 26. Dezember 2015 bekannt. Das Ereignis wird mit GW151226 bezeichnet, nach der englischen Bezeichnung für den 26. Dezember wird es von den Wissenschaftlern auch Boxing Day Event genannt.

Am 16. Oktober 2017 gab LIGO die Beobachtung der Kollision zweier Neutronensterne bekannt (GW170817), was auch von anderen Teleskopen im optischen und anderen Wellenlängenbereichen anschließend beobachtet wurde, etwa dem Fermi-Gammastrahlen-Teleskop (ein kurzer Gammablitz).

Bursts

Burst-Signale sind kurze, unmodellierte Signale, wie sie z. B. bei einer Supernova, dem Kollaps eines schweren Sternes, entstehen könnten. Solche Signale können aber auch durch das Verschmelzen zweier schwerer Schwarzer Löcher entstehen.

Entwicklungen

Die ersten Messungen wurden 2002 bis 2007 durchgeführt. Danach wurde mit dem enhanced LIGO die Empfindlichkeit und somit die Reichweite verdoppelt. Technische Verbesserungen waren dabei unter anderem eine Erhöhung der Laser-Leistung von 10 Watt auf 35 Watt und ein „DC-Readout“. Damit wurden Messungen zwischen 2009 und 2011 durchgeführt. In dieser Messperiode war auch wieder der französisch-italienische Virgo-Detektor mit eingeschlossen.

Nach 2011 wurden im Rahmen von advanced LIGO (aLIGO) die Instrumente nochmals umfangreich verbessert. Beispielsweise wurde die Testmasse von 11 kg auf 40 kg erhöht und nicht mehr als ein einfaches, sondern als ein vierfach-kaskadiertes Pendel an dämpfungsarmen Fäden aus Quarz aufgehängt. Diese Maßnahmen erhöhten die Empfindlichkeit um den Faktor 10 gegenüber den ersten LIGO-Messungen. Das bedeutet, dass mit aLIGO eine Quelle mit gegebener Stärke in einem tausendfach größeren Volumen nachgewiesen werden kann. Dieser Umbau wurde am 19. Mai 2015 abgeschlossen. Damit begannen eine Reihe von „Observation Run[s]“ (O1, O2, …) zwischen denen jeweils technische Verbesserungen an dem Interferometer zur Steigerung der Empfindlichkeit bzw. Reichweite durchgeführt wurden.

O1 (68 Mpc), 2015

In der Konfiguration für den ersten Beobachtungszyklus O1 konnten verschmelzende Neutronensterne rechnerisch bis zu einer Entfernung von 68 Mpc erfasst werden. Der Beobachtungszyklus begann im Jahr 2015 und erstreckte sich bis 2016.

Es gelang der Nachweis von 3 Gravitationswellen, wovon ein Signal unsicher war und erst 2019 akzeptiert wurde.

O2 (94 MPc), 2016

In der Konfiguration für den Beobachtungszyklus O2 konnten verschmelzende Neutronensterne bis zu einer Entfernung von 94 Mpc erfasst werden. Der Beobachtungszyklus begann im Jahr 2016 und erstreckte sich bis 2017. Diese Steigerung der Reichweite gegenüber vorherigen Zyklen wurde erreicht durch:

• Erhöhung der Leistung im Interferometerarm von 100 kW auf 120 kW
• Bessere Streulichtblenden
• Einsatz Photodioden mit höherer Quanteneffizienz als Lichtdetektoren

Erstmals gelang die Detektion von Gravitationswellen zweier verschmelzender Neutronensterne, GW170817; zudem wurden 7 Gravitationswellen von verschmelzenden Paaren Schwarzer Löcher detektiert.

O3 (128 Mpc), 2019

In dem Beobachtungszyklus O3 konnten verschmelzende Neutronensterne bis zu einer Entfernung von 128 Mpc erfasst werden. Der Beobachtungszyklus begann im Jahr 2019 und erstreckte sich bis 2020. Diese Steigerung der Reichweite gegenüber vorherigen Zyklen wurde erreicht durch:

• Einsatz von gequetschtem Licht
• Erhöhung der Laser-Leistung auf 70 Watt

In diesem Zyklus wurden 79 Gravitationswellen detektiert.

O4 (155 Mpc), 2023

In dem Beobachtungszyklus O4 konnten verschmelzende Neutronensterne bis zu einer Entfernung von 155 Mpc erfasst werden. Der Beobachtungszyklus begann im Jahr 2023 und erstreckte sich bis 2025. Die größere Empfindlichkeit wurde erreicht durch:

• erhöhte Leistung im Interferometer-Arm (von ca. 200 kW auf ca. 300 kW)
• Einfügen einer 300 Meter langen filter cavity für das gequetschte Licht

O5 - A+ (324 Mpc), 2027

In dem Beobachtungszyklus O5 sollen mit der als A+ bezeichneten Konfiguration verschmelzende Neutronensterne bis zu einer Entfernung von 324 Mpc erfasst werden. Dies wird erreicht durch:

• erhöhte Leistung im Interferometer-Arm (von 300 kW auf 750 kW)
• stärker gequetschtes Licht
• verbesserte Beschichtung
• Balanced Homodyne Detection
• stärkere Rauschunterdrückung durch Verbesserungen in der Aufhängung und in den Streulichtblenden
• jitter attenuation cavity

A^# (550 Mpc)

In der nachfolgenden Konfiguration A^# sollen verschmelzende Neutronensterne bis zu einer Entfernung von 550 Mpc erfasst werden. Dies wird erreicht durch:

• massivere Testmassen (von 40 kg auf 100 kg)
• nochmals stärker gequetschtes Licht (von 6 dB auf 10 dB)
• erhöhte Leistung im Interferometer-Arm (von 750 kW auf 1500 kW)
• verbesserte Beschichtung
• stärkere Rauschunterdrückung durch Verbesserungen in der Aufhängung
• Reduzierung des Newton-Rauschens („Newtonian noise mitigation“)

Voyager (818 Mpc)

In der angedachten, als Voyager bezeichneten Konfiguration, würde das Observatorium verschmelzende Neutronensterne bis zu einer Entfernung von 818 Mpc nachweisen. Hierfür werden wesentliche Änderungen am Interferometer überlegt:

• Eine 200 kg schwere Testmasse aus einem Silizium-Kristall, gekühlt auf 123 K
• Eine Wellenlänge des Lasers von 2050 nm, welche eine geringere Absorption in der Apparatur verspricht

Kritik

2017 wurden Zweifel an einigen Ligo-Ergebnissen geäußert. Eine dänische Gruppe von Wissenschaftlern kritisiert insbesondere eine unzureichend dokumentierte und potenziell fehleranfällige Trennung von tatsächlichem Signal und zufälligen Störungen. Weitere Analysen widersprechen jedoch dieser Kritik.

Mitglieder des LIGO-Konsortiums haben allerdings eingeräumt, dass Abbildungen in der Veröffentlichung zum ersten Nachweis der Gravitationswellen (Abbott et al., 2015) aus pädagogischen Gründen per Hand und nach Augenmaß (“hand-tuned for pedagogical purposes”, “by eye”) angepasst wurden, ohne dies offenzulegen.

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