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2025-10-05T11:31:44Z

Seismisches Rauschen

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Ein '''Gravitationswellendetektor''' (auch '''Gravitationswellen-Observatorium''') ist ein experimenteller Aufbau, mit dem geringe Störungen der [[Raumzeit]] ([[Gravitationswelle]]n) gemessen werden, welche von [[Albert Einstein]]s [[Allgemeine Relativitätstheorie|allgemeiner Relativitätstheorie]] vorhergesagt wurden.

Am 11. Februar 2016 gab das [[LIGO]]-Observatorium bekannt, im September 2015 erstmals Gravitationswellen von zwei kollidierenden Schwarzen Löchern direkt gemessen und damit nachgewiesen zu haben.<ref>{{Internetquelle |autor=Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik |url=http://www.aei.mpg.de/gwdetektion |titel=Gravitationswellen 100 Jahre nach Einsteins Vorhersage entdeckt |datum=2016-02-11 |sprache=de |abruf=2016-02-11}}</ref><ref>B. P. Abbott, R. Abbott u. a.: [https://dcc.ligo.org/public/0122/P150914/014/LIGO-P150914%3ADetection_of_GW150914.pdf ''Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger'' (PDF)]. In: ''Physical Review Letters.'' 116, 2016, [[doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102]].</ref>
„Für entscheidende Beiträge zum LIGO-Detektor und der Beobachtung von Gravitationswellen“ wurden 2017 die Wissenschaftler [[Rainer Weiss]] (USA, 50 %), [[Barry C. Barish]] und [[Kip S. Thorne]] (USA, je 25 %) mit dem [[Nobelpreis für Physik]] geehrt.<ref>{{Internetquelle |autor=[http://www.nobelprize.org/ Nobelpreis-Stiftung, Stockholm] |url=https://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2017/ |titel=2017 Nobel Prize in Physics |datum=2017-10-03 |sprache=en |abruf=2017-10-08}}</ref> Bei der Signalverarbeitung von Gravitationswellendetektoren werden häufig [[Optimalfilter]] eingesetzt.

== Größenverhältnisse ==
Der lokale Nachweis von Gravitationswellen wird durch den außerordentlich kleinen Effekt der Wellen auf den Detektor erschwert. Die Amplitude einer Gravitationswelle ist umgekehrt proportional zur Entfernung von der Quelle.<ref>Janka, Hans-Thomas: ''Supernovae und kosmische Gammablitze. Ursachen und Folgen von Sternexplosionen.'' Heidelberg: Spektrum Akademischer Verlag, 2011, S. 170.</ref> Dadurch klingen sogar Wellen von Extremsystemen wie zwei verschmelzenden [[Schwarzes Loch|Schwarzen Löchern]] auf dem Weg zur Erde zu einer kleinen Amplitude ab. [[Astrophysiker]] erwarten, dass einige der Wellen eine relative Längenänderung von höchstens etwa ''h'' ≈ 10−20 haben.

=== Irdische Störquellen in dieser Größenordnung ===

==== Seismisches Rauschen ====
[[Seismologie|Seismische]] Bewegungen des Bodens können Vibrationen verursachen, die bei niedrigen Frequenzen das Signal überlagern.

==== Newton-Rauschen ====
[[Dichte]]schwankungen in der Atmosphäre und in dem Boden können gravitativ einen ähnlichen Effekt haben, wie kosmische Gravitationswellen. Ihr Einfluss kann namensprägend über das [[Newtonsches Gravitationsgesetz|Newtonsche Gravitationsgesetz]] berechnet werden.

==== Sonstige Umwelteinflüsse ====
Dazu gehören das Knarren von mechanischen Strukturen, Blitzschlag oder andere elektrische Störungen, die Rauschen erzeugen und die ein Ereignis überdecken oder vortäuschen. Alle diese Faktoren müssen bei der Analyse berücksichtigt und ausgeschlossen werden, bevor ein Ereignis als Gravitationswellennachweis betrachtet werden kann.<ref>Matthew Pitkin, Stuart Reid, Sheila Rowan, [[James Hough|Jim Hough]]: Gravitational Wave Detection by Interferometry (Ground and Space), Living Rev. Relativity 14, 2011, S. 5 ff.</ref>

== Resonanzdetektor ==
Ein einfaches Gerät zum Nachweis von Wellenbewegungen ist der [[Resonanzdetektor]]: eine große, feste Metallstange, die gegen äußere Erschütterungen isoliert ist. Dieser Instrumententyp war die erste Art von Gravitationswellendetektoren. Der Pionier dieser Entwicklung war [[Joseph Weber (Physiker)|Joseph Weber]]. Verformungen des Raumes, die von einer Gravitationswelle herrühren, regen die [[Resonanzfrequenz]] der Stange an und können dadurch über die [[Nachweisgrenze]] verstärkt werden. Es ist auch vorstellbar, dass eine nahegelegene [[Supernova]] stark genug ist, um ohne die Resonanzverstärkung gesehen zu werden. Resonanzdetektoren können nur extrem starke Gravitationswellen nachweisen.<ref>Für eine Besprechung von frühen Resonanzdetektoren siehe {{Literatur |Autor=J. Levine |Titel=Early Gravity-Wave Detection Experiments, 1960–1975 |Sammelwerk=Physics in Perspective (Birkhäuser Basel) |Band=6 |Nummer=1 |Datum=2004-04 |Seiten=42–75 |DOI=10.1007/s00016-003-0179-6}}</ref>

Moderne Formen von Resonanzdetektoren werden inzwischen mit [[Kryotechnik]] gekühlt und durch [[SQUID]]-Sensoren ausgelesen.
[[MiniGRAIL]] ist eine kugelförmige Gravitationswellen-Antenne, die dieses Prinzip nutzt. Sie befindet sich an der [[Universität Leiden]] und besteht aus einer 1150 kg schweren, präzise hergestellten Kugel, die kryotechnisch auf 20 mK abgekühlt wurde.<ref>[http://www.minigrail.nl/AboutMiniGRAIL/AboutMiniGRAIL-index.html Gravitational Radiation Antenna In Leiden] (englisch)</ref> Die Kugelform ergibt gleiche Empfindlichkeit in alle Richtungen und ist experimentell etwas einfacher als die größeren linearen Geräte, die ein Hochvakuum benötigen. Der Nachweis erfolgt durch die Messung der [[Multipolentwicklung|Multipolmomente]]. MiniGRAIL ist im 2-bis-4-kHz-Bereich sehr empfindlich und damit für den Nachweis der Gravitationswellen geeignet, die von rotierenden Neutronensternen ausgehen oder beim Verschmelzen von kleinen Schwarzen Löchern entstehen.<ref name="MiniGRAIL_2000">{{Literatur |Autor=Arlette de Waard, Luciano Gottardi, [[Giorgio Frossati]] |Titel=Spherical Gravitational Wave Detectors: cooling and quality factor of a small CuAl6% sphere |Sammelwerk=Marcel Grossman meeting on General Relativity |Datum=2000}}</ref>

Bislang konnte mit Resonanzdetektoren kein Gravitationswellen-Ereignis nachgewiesen werden.<ref>{{Internetquelle |autor=Nancy Aggarwal, Odylio D. Aguiar, Andreas Bauswein ''et al.'' |url=https://link.springer.com/article/10.1007%2Fs41114-021-00032-5 |titel=Challenges and opportunities of gravitational-wave searches at MHz to GHz frequencies |werk=Living Reviews in Relativity '''24''', 4 |datum=2021 |abruf=2022-02-01 |kommentar=[[doi:10.1007/s41114-021-00032-5]], {{arXiv|2011.12414}}}}</ref>

== Interferometrischer Detektor ==
[[Datei:LIGO schematic (multilang).svg|lang=de|mini|350px|Schematisches Diagram eines Laser-[[Interferometer]]s.]]
Ein empfindlicherer Detektor verwendet Laser-[[Interferometrie]], um die Bewegung von „freien“ Massen zu messen, die durch Gravitationswellen ausgelöst wurden.<ref>Die Idee, Laser-Interferometrie für den Nachweis von Gravitationswellen zu verwenden, wurde zuerst von M. E. Gertsenshtein und [[Wladislaw Iwanowitsch Pustowoit|V. Pustovoit]] 1963 erwähnt Sov. Phys.–JETP, Band 16, S. 433. Joseph Weber erwähnte es in einem unveröffentlichten Laborbuch Mitte der 1960er Jahre. [[Rainer Weiss]] beschrieb zuerst detailliert eine praktische Lösung mit der Analyse von realistischen Grenzen der Technik in R. Weiss (1972). ''Electromagetically Coupled Broadband Gravitational Antenna'', Quarterly Progress Report, Research Laboratory of Electronics, [[Massachusetts Institute of Technology|MIT]], 105:54 (''Elektromagnetisch gekoppelte Breitband-Gravitations-Antenne''). Zur Geschichte siehe [[Kip Thorne]] ''Gravitational Radiation'', in Hawking, Israel (Herausgeber) ''300 years of gravitation'', Cambridge University Press 1987, S. 413. Dort wird auch auf einen frühen Aufsatz von [[Felix Pirani]] ''On the physical significance of the Riemann Tensor'', Acta Physica Polonica, Band 15, 1956, S. 389–405, verwiesen.</ref> Das erlaubt einen großen Abstand der Massen. Um die von den Massen bei der ausgelösten Bewegung zurückgelegte Strecke zu messen, wird die Konstanz der [[Lichtgeschwindigkeit]] in Vakuum ausgenutzt. Das Licht läuft durchgängig in einer Vakuumröhre. Die zwei Arme des Detektors stehen in rechtem Winkel zueinander. Ein weiterer Vorteil ist die Empfindlichkeit in einem großen Frequenzbereich (nicht nur in der Nähe der Resonanzfrequenz wie im Fall des Resonanzdetektors).

Mittlerweile sind bodengestützte Interferometer in Betrieb. Gegenwärtig ist das empfindlichste [[LIGO]] – das Laser-Interferometer-Gravitationsobservatorium. LIGO hat drei Detektoren: Einer befindet sich in [[Livingston (Louisiana)]], die anderen beiden (in derselben Vakuumröhre) in [[Hanford Site]] in [[Richland (Washington)]]. Jeder besteht aus zwei [[Fabry-Pérot-Interferometer]]n, die früher zwei, heute vier Kilometer lang sind. Da eine Gravitationswelle eine [[Transversalwelle]] ist, streckt und staucht sie den Raum geringfügig, wenn sie ihn durchläuft. Somit ergibt die gleichzeitige Betrachtung der Längenänderung der beiden Arme unterschiedliche Vorzeichen. Die Richtung, aus der die Welle kam, kann durch [[Lateration]] eingegrenzt werden.

Selbst mit solchen langen Armen ändern die stärksten Gravitationswellen den Abstand zwischen den Enden der Arme höchstens um ca. 10−18 Meter. LIGO sollte in der Lage sein, kleine Gravitationswellen von ''h'' ≈ 5 · 10−22 zu messen. Verbesserungen an LIGO und anderen Detektoren wie z. B. [[Virgo (Gravitationswellendetektor)|Virgo]], [[GEO600]] und [[TAMA 300]] sollten die Empfindlichkeit weiter erhöhen. Die nächste Generation (Advanced LIGO, Advanced Virgo und [[KAGRA]]) sollte zehn Mal so empfindlich sein. Ein wichtiger Punkt ist, dass die Steigerung der Empfindlichkeit um den Faktor zehn das Volumen des beobachtbaren Raums um den Faktor 1000 erhöht. Damit erhöht sich die Rate der nachweisbaren Signale von einem innerhalb von [[Jahrzehnt]]en auf Dutzende pro Jahr.

Interferometrische Detektoren werden bei hohen Frequenzen durch [[Schrotrauschen]] begrenzt, das dadurch entsteht, dass Laser [[Photon]]en auch zufällig ausstrahlen. Das führt zu Rauschen am Ausgangssignal des Detektors. Zusätzlich wird bei genügend starker Laserstrahlung ein zufälliger Impuls durch die Photonen auf die Testmassen übertragen. Dadurch werden niedrige Frequenzen überdeckt. Schließlich hat die Detektion selbst Rauschen analog zum Schrotrauschen der Quelle. Thermisches Rauschen (z. B. [[Brownsche Bewegung]]) ist eine andere Begrenzung der Empfindlichkeit.

Weltraumgestützte Interferometer wie die [[Laser Interferometer Space Antenna]] (LISA) und [[DECIGO]] befinden sich in der Entwicklung. LISA soll aus drei Testmassen bestehen, die ein gleichseitiges Dreieck bilden. Mit Lasern zwischen je zwei Raumsonden werden zwei unabhängige Interferometer gebildet. Der Detektor soll der Erde in ihrem solaren Orbit folgen. Jeder Arm des Dreiecks soll fünf Millionen Kilometer Kantenlänge haben. Damit befindet sich der Detektor weit von Rauschquellen auf der Erde entfernt. Er ist jedoch noch empfänglich für Schrotrauschen sowie Artefakte, die durch [[kosmische Strahlung]] und [[Sonnenwind]] verursacht werden.

{{Siehe auch|Interferometrischer Detektor}}

== Hochfrequenz-Detektoren ==
Es gibt derzeit zwei Detektoren, die sich auf den Nachweis von hochfrequenten Gravitationswellen von 0,1 bis 10 MHz konzentrieren: Einer an der [[University of Birmingham]], England, und der andere am [[Istituto Nazionale di Fisica Nucleare]] Genua, Italien. Ein dritter wird an der [[Chongqing-Universität#Forschung|Chongqing-Universität]], China, entwickelt.<ref>{{Internetquelle |autor=Andrew Walcott Beckwith und Robert M. L. Baker |url=https://www.scirp.org/html/10-2180444_98003.htm |titel=Value of High-Frequency Relic Gravitational Wave (HFRGW) Detection to Astrophysics and Fabrication and Utilization of the Li-Baker HFRGW Detector |werk=scirp.org |datum=2020-01-20 |sprache=en |abruf=2020-09-17}}</ref>
Der englische Detektor misst die Änderung des Polarisationszustandes eines [[Mikrowellen]]-Strahls, der in einer geschlossenen Schleife von etwa einem Meter kreist. Es wurden zwei Ringe gebaut und es wird erwartet, dass sie empfänglich für Raumzeitverzerrungen mit einer [[Spektrale Leistungsdichte|spektralen Leistungsdichte]] von <math>h\sim{2 \cdot 10^{-13}/\sqrt{\mathrm{Hz}}} </math> sind. Der INFN-Detektor in Genua ist eine Resonanzantenne, die aus zwei gekoppelten kugelförmigen [[Supraleiter]]n mit wenigen Zentimetern Durchmessern besteht. Die Resonatoren sollen, wenn sie entkoppelt sind, fast die gleiche Resonanzfrequenz haben. Das System soll eine Empfindlichkeit für Raumzeitverzerrungen mit einer [[Spektrale Leistungsdichte|spektralen Leistungsdichte]] von <math>h\sim{2 \cdot 10^{-20}/\sqrt{\mathrm{Hz}}} </math> haben. Der chinesische Detektor soll in der Lage sein, hochfrequente Gravitationswellen mit den vorhergesagten typischen Parametern fg ~ 10 GHz und ''h'' ~ 10−30 bis 10−31 nachzuweisen.

== Pulsar-Timing-Methode ==
[[Datei:Pulsar-timing-array-schematic.svg|mini|Die [[Pulsar]]e P1 … Pn senden periodisch Signale. Eine durchlaufende Gravitationswelle verändert den Abstand Erde (E) – Pulsar und damit während der Veränderung den Abstand der Pulse. Durch Erfassung dieser Änderungen mehrerer Pulsare kann nach Herausrechnen anderer Effekte eine Gravitationswelle erkannt werden.]]
Ein anderer Ansatz zum Nachweis von Gravitationswellen wird von Pulsar-Timing-Arrays wie zum Beispiel dem [[European Pulsar Timing Array|Europäischen Pulsar-Timing-Array]] (EPTA),<ref>G. H. Janssen, B. W. Stappers, M. Kramer, M. Purver, A. Jessner, I. Cognard: ''European Pulsar Timing Array.'' in ''40 Years of Pulsars: Millisecond Pulsars, Magnetars and More''. AIP Conference Proceedings, Band 983, 2008, S. 633–635, {{bibcode|2008AIPC..983..633J}}</ref> dem [[North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves]]<ref>[http://www.nanograv.org/ North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves (NANOGrav) homepage]</ref> und dem [[Parkes Pulsar Timing Array]]<ref>[http://www.atnf.csiro.au/research/pulsar/ppta/ Parkes-Pulsar-Timing-Array-Homepage]</ref> benutzt. Der Zweck dieser Projekte ist der Nachweis von Gravitationswellen durch Beobachtung der Signale von 20 bis 50 wohlbekannten Millisekunden-Pulsaren. Während die Gravitationswelle die Erde passiert, zieht sich der Raum in einer Richtung zusammen und dehnt sich in die andere. Die Ankunftszeiten der Pulsarsignale werden dadurch entsprechend verschoben. Durch Beobachtung einer festen Menge von über den Himmel verteilten Pulsaren wurden 2023 Hinweise auf Gravitationswellen im Nanohertzbereich publiziert. Es wird erwartet, dass sich bis 2025 durch Kombination der Ergebnisse verschiedener Forschungsvorhaben die Signifikanz auf <math>5 \sigma</math> erhöht und dann von einer Entdeckung gesprochen werden kann.<ref>{{Internetquelle |url=https://www.ligo.caltech.edu/news/ligo20230628 |titel=LIGO Congratulates Pulsar Timing Array Teams for New Gravitational Wave Discovery |datum=2023-06-28 |abruf=2023-07-01}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=J. Antoniadis, P. Arumugam, S. Arumugam |Titel=The second data release from the European Pulsar Timing Array III. Search for gravitational wave signals |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics |Datum=2023-06 |Online=https://cloud.mpifr-bonn.mpg.de/index.php/s/5BS4QnZaKWnn3Ti}}</ref><ref>{{Internetquelle |url=https://www.mpifr-bonn.mpg.de/7919388/news_publication_20524892_transferred |titel=Ein neuer Zugang zum Universum |sprache=de |abruf=2023-07-01}}</ref><ref>{{Internetquelle |autor=Kai Dürfeld |url=https://www.spektrum.de/news/niederfrequente-gravitationswellen-wir-hoeren-praktisch-ein-fluestern/2154834 |titel=Radioastronomie: »Wir hören praktisch ein Flüstern« |sprache=de |abruf=2023-07-01}}</ref>
Vergleichbare Ergebnisse wurden von North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves ebenfalls im Juni 2023 veröffentlicht.<ref>{{Internetquelle |url=https://www.jpl.nasa.gov/news/15-years-of-radio-data-reveals-evidence-of-spacetime-murmur |titel=15 Years of Radio Data Reveals Evidence of Space-Time Murmur |datum=2023-06-28 |sprache=en-US |abruf=2023-07-02}}</ref>

Ein solches Signal könnte seinen Ursprung in einer Reihe physikalischer Prozesse haben, wie spiralisierende supermassive Schwarzen Löcher (SMBHBs); [[Inflation (Kosmologie)|Inflation]], Phasenübergänge, [[Kosmischer String|kosmische Strings]] und Tensormodenerzeugung durch nichtlineare Entwicklung skalarer Störungen im frühen Universum sowie Schwankungen des galaktischen Potenzials in Gegenwart ultraleichter [[Dunkle Materie|dunkler Materie]] (ULDM). In der aktuellen Entwicklungsphase ist es nicht möglich, zwischen den verschiedenen Ursprüngen zu unterscheiden.<ref>{{Literatur |Titel=The second data release from the European Pulsar Timing Array V. Implications for massive black holes, dark matter and the early Universe |Datum=2023-06-29 |arXiv=abs/2306.16227}}</ref>

== Einstein@Home ==
Die am einfachsten nachweisbaren Signale sollten von konstanten Quellen stammen. Supernovae und Verschmelzungen von Neutronensternen und Schwarzen Löchern sollten größere Amplituden haben und interessanter sein. Die erzeugten Wellen sind aber komplizierter. Die Wellen eines rotierenden, deformierten Neutronensterns wären „[[monochromatisch]]“ wie ein [[Sinuston]] in der [[Akustik]]. Das Signal würde sich in der Amplitude oder Frequenz kaum ändern.

[[Einstein@home]] ist ein Projekt für [[Verteiltes Rechnen]] mit dem Zweck, diese einfachen Gravitationswellen nachzuweisen. Daten von LIGO und [[GEO600]] werden in kleine Pakete zerlegt und an tausende Computer von Freiwilligen verteilt, welche die Analyse vornehmen. Einstein@Home kann die Daten sehr viel schneller sieben als anders möglich.<ref>[http://einstein.phys.uwm.edu/ Einstein@Home]</ref>

== Liste von Gravitationswellendetektoren ==
* [[KAGRA#Besonderheiten|Cryogenic Laser Interferometer Observatory]] (CLIO)
* [[GEO600]]
* [[KAGRA]]
* [[LIGO]]
* [[Laser Interferometer Space Antenna]] (LISA)
* [[MiniGrail]]
* [[TAMA 300]]
* [[Virgo (Gravitationswellendetektor)]]
* [[Einstein-Teleskop]]

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Gravitationswellendetektor| ]]

Gravitationswellendetektor - Versionsgeschichte

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