LIGO: Gravitationswellen mit Präzisionsoptik nachweisen

Seeing Gravity: How LIGO Detects Gravitational Waves

Die Geschichte der Astronomie ist eng mit dem Fortschritt der Teleskope verknüpft, die nach und nach mehr vom Universum enthüllen. Sie begann mit dem primitiven Teleskop von Galileo und anderen Pionieren und setzt sich bis heute fort.

Wir haben bereits mehrere solcher neuen Teleskop‑Megaprojekte behandelt, zum Beispiel:

• DKIST, das leistungsstärkste Solarteleskop der Welt.
• The James Webb Space Telescope, das Millionen von Meilen von der Erde entfernt liegt.
• The Vera C. Rubin Observatory, ein Survey‑Teleskop, das den gesamten Himmel auf einmal beobachtet.
• SKAO (Square Kilometre Array Observatory), das den Himmel im Radiowellen‑Spektrum untersucht.
• DUNE (Deep Underground Neutrino Experiment), das schwer fassbare Neutrinos nachweist.

Eine neue Art der Astronomie entsteht, die das Universum auf völlig neuartige Weise untersucht: anstatt Licht und die Wellenlänge elektromagnetischer Strahlung zu messen, werden Gravitationswellen gemessen.

Bis vor relativ kurzer Zeit war das nur theoretisch, jetzt sind Gravitationswellen ein bewiesenes Phänomen. Ein Projekt, das Wege zur Messung untersucht, ist das Laser Interferometer Gravitational‑Wave Observatory (LIGO).

Measuring Gravity with Gravitational Wave Astronomy

Gravitation wurde lange Zeit als „nur“ eine der fundamentalen Kräfte des Universums angesehen, ähnlich wie Elektromagnetismus oder die Kraft, die Kernkräfte auf atomarer Ebene antreibt.

Doch zu Beginn des 20.^ten Jahrhunderts beschrieb Einsteins Relativitätstheorie die Gravitation als Krümmung von Raum‑Zeit.

Seine Theorie erklärte nicht nur korrekt, wie Gravitation bei sehr großen Objekten wie Sternen wirkt, sondern sagte auch viele noch damals unbekannte Phänomene voraus, etwa Neutronensterne und Schwarze Löcher.

Eine weitere Vorhersage waren Gravitationswellen, die den Raum wie Wellen auf der Oberfläche eines Sees dehnen und zusammenziehen.

Im Gegensatz zu einer normalen Licht‑ oder sogar einer Ozeanwelle wird eine Gravitationswelle nicht von Teilchen getragen. Stattdessen entsteht eine Gravitationswelle, wenn das Gewebe der Raum‑Zeit selbst schwingt oder wellt.

Ein Ereignis, das massiv genug wäre, um Gravitationswellen zu erzeugen, die stark genug zum Messen sind, wäre beispielsweise die Kollision zweier Schwarzer Löcher.

Unabhängig davon, wie stark ein solches Phänomen in absoluten Zahlen ist, führen die enorme Entfernung zwischen Erde und Quelle sowie die Schwierigkeit, Raum‑Zeit selbst zu messen, dazu, dass ein ultra‑sensibles Instrument entwickelt werden muss, um diese Ereignisse zu erfassen.

Wenn die Gravitationswellen die Erde erreichen – Millionen oder Milliarden Lichtjahre entfernt – sind sie tausende Milliarden mal kleiner.

Deshalb wurde ein so beeindruckendes Instrument wie LIGO konzipiert.

Für die Gravitationswellen der ersten LIGO‑Detektion war die erzeugte Raum‑Zeit‑Wackelbewegung 10.000 mal kleiner als der Atomkern!

How Interferometers Detect Gravitational Waves

Der erste indirekte Beweis für Gravitationswellen wurde durch die Untersuchung der Umlaufbahn eines binären Pulsars erbracht. Der Energieverlust durch den orbitalen Verfall entsprach der vorhergesagten Energie, die durch die Erzeugung von Gravitationswellen verloren gehen würde, was den Wissenschaftlern, die diese Entdeckung machten, den Nobelpreis für Physik 1993 einbrachte.

Source: Nobel Prize

Eine direkte Messung erforderte einen anderen Beweis, nämlich die Nutzung eines Interferometers. Die Grundidee eines Interferometers besteht darin, die Wechselwirkung zwischen Lichtstrahlen zu nutzen. Haben zwei Lichtwellen dieselbe Wellenlänge, überlagern sie sich und erzeugen ein Muster aus dunklen und hellen Punkten.

Ändert sich jedoch die Wellenlänge, kann die Störung gemessen werden.

Da die Ausdehnung und Kontraktion von Raum‑Zeit durch Gravitationswellen einen der Arme des Interferometers stärker ausdehnt bzw. zusammenzieht als den anderen, entsteht ein messbarer Effekt.

LIGO – A Nobel Winning Achievement

In seiner einfachsten Form besteht LIGO aus zwei langen Armen, durch die Licht geschickt wird, jeweils 4 km (etwa 2 ½ Meilen) lang. Die Länge der Arme ermöglicht die Erfassung selbst winziger Variationen, denn je länger die Arme, desto kleiner die messbaren Änderungen.

Ein Laserstrahl wird durch einen Arm des Interferometers gesendet, der in zwei Strahlen aufgeteilt wird. Beide Strahlen werden nach dem Auftreffen auf einen Spiegel zurückreflektiert.

Normalerweise sollten sich die beiden Laserstrahlen gegenseitig aufheben.

Wird jedoch ein Arm durch eine Gravitationswelle stärker kontrahiert oder ausgedehnt, hört die Interferenz zwischen den Laserstrahlen auf und ein Lichtsignal wird detektiert.

Source: Nobel Prize

Im Jahr 2015 bestätigte das US‑National‑Science‑Foundation‑Laser‑Interferometer‑Gravitational‑Wave‑Observatory (NSF LIGO) die Detektion der Wellen, die durch die Kollision von Schwarzen Löchern 1,3 Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt entstanden waren.

Diese bahnbrechende Arbeit brachte den Physikern Rainer Weiss, Barry Barish und Kip Thorne den Nobelpreis für Physik 2017 ein.

Building LIGO

Prinzipiell ist LIGO ein relativ einfaches Konzept, das leicht zu verstehen ist, sobald wir das Konzept der Gravitationswellen und die Grundlagen von Licht und Lasern begreifen.

Ein System zu bauen, das präzise genug ist, um Längenänderungen von 1/10.000^th eines Atoms zu erkennen, ist jedoch eine andere Geschichte.

Zwei ähnliche Einrichtungen wurden gebaut, eine im Nordwesten der USA und eine in Louisiana, etwa 3.000 km (1.860 Meilen) voneinander entfernt.

Source: Nobel Prize

Die doppelte Einrichtung dient als Bestätigung, da die große Distanz bedeutet, dass ein Gravitationswellen‑Signal zwischen den beiden Standorten eine Sieben‑Sekunden‑„Verzögerung“ aufweist, während das gleiche Signal erzeugt wird.

Während ein einzelner Detektionsnachweis immer als möglicher Fehler oder lokale Störung angesehen werden könnte, ist das gleichzeitige Auftreten desselben Ereignisses an beiden US‑Standorten zum exakt vorhergesagten Zeitpunkt praktisch unmöglich.

Die doppelten Einrichtungen bieten zudem einen unschätzbaren Vorteil: die Möglichkeit, das Signal zu triangulieren. Dadurch können wir die Himmelsregion eingrenzen, aus der das Signal stammen könnte, die später von „normalen“ Astronomen identifiziert wird, die das verantwortliche Sternobjekt bestimmen.

LIGO’s Quest for Unprecedented Measurement Precision

Das erste technische Hindernis besteht darin, dass die Wellenlänge und Intensität des Laserlichts so stabil wie möglich sein müssen. Ohne diese Stabilität könnten zufällige Schwankungen fälschlich als Gravitationswellensignal interpretiert werden.

Anschließend muss der Strahl die schwebenden Spiegel exakt treffen. Diese Spiegel dürfen sich überhaupt nicht bewegen.

Sie sollten kaum irgendeine Schwingung zeigen, nicht einmal wenn Blätter von nahegelegenen Bäumen fallen, ein Kind vorbeiläuft oder ein Lastwagen auf einer fernen Straße vorbeifährt. Gleichzeitig müssen diese hängenden Spiegel frei schwingen können, wenn Gravitationswellen vorbeiziehen.

Kleinste, nicht durch Gravitation verursachte Variationen müssen ebenfalls kompensiert werden, zum Beispiel:

• Die thermische Bewegung von Atomen auf der Spiegeloberfläche
• Quanteneffekte im Laser
• Seismische Erschütterungen
• Jegliche Luftverunreinigung, die interferieren würde, weshalb das gesamte Experiment in massiven Vakuumrohren durchgeführt werden muss.

Theoretisch würden Arme, die länger als 4 km sind, noch präzisere Messungen ermöglichen, aber in der Praxis gibt es eine praktische Grenze, wie groß ein Interferometer gebaut werden kann.

Infolgedessen stellte sich schnell heraus, dass dieses Projekt neben den Vorarbeiten ein viel größeres Budget und technisches Know‑how erforderte, als ein kleines Forschungsteam bereitstellen konnte.

So verwandelte 1994 der Wissenschaftler Barry Barish von CalTech die kleine Forschungsgruppe von etwa 40 Personen in eine groß angelegte internationale Zusammenarbeit mit mehr als tausend Teilnehmenden und einem Anfangsbudget von 395 Mio. $.

Für den Durchbruch 2015 wären insgesamt rund 200 Mio. $ nötig gewesen, als LIGO zehnmal stärkere Laser, 40 kg schwere Spiegel, hochentwickelte Rauschfilter und eines der weltweit größten Vakuumsysteme erhielt.

Seismic Stabilization

Da die Erde nie vollkommen stabil ist, benötigen die LIGO‑Spiegel ebenfalls seismische Stabilisatoren.

Ein erstes System zur passiven Vibrationsreduktion wurde an den Spiegeln installiert: ein komplexes Pendelsystem, das Vibrationen absorbiert und verhindert, dass sie auf den nächsten Teil übertragen werden.

In Kombination ist diese Struktur so effektiv bei der Reduktion von Vibrationen, dass jede am oberen Ende der Aufhängung vorhandene Schwingung bis zum Testkörper um das 100‑Millionen‑fache reduziert wird.

Source: LIGO

Selbst das reichte nicht aus, daher wurde es durch ein aktives Stabilisierungs­system ergänzt. Seismometer um jedes Observatorium erfassen ein Spektrum von Bodenschwingungen und senden diese Signale an einen Computer, der sie kombiniert und Gegenbewegungen bestimmt.

Source: LIGO

Die Bedeutung einer vibrationsfreien Umgebung war ein wichtiges Kriterium bei der Standortwahl für die Interferometer. Sie benötigten nicht nur viel freien Raum, sondern auch keine menschlichen Aktivitäten, die erhebliche Vibrationen erzeugen – das Äquivalent von Lichtverschmutzung für Gravitationswellendetektionen.

Optics

Jeder Spiegel wiegt 40 kg, hängt am unteren Ende der Aufhängungen und besteht aus ultra‑reinen Materialien, die in nanometer‑dicken Schichten aufgetragen sind. Sie sind mit Materialien beschichtet, die alle bis auf einen von fünf Millionen Photonen, die sie treffen, reflektieren!

Lasers

Der Kern des Experiments, die Laser, müssen eine sehr stabile Wellenlänge besitzen, damit das Interferenzmuster konsistent bleibt und nur durch Gravitationswellen gestört wird.

Kommerzielle Laser wären nicht so präzise. Deshalb wurde LIGOs Laser speziell entwickelt, um einer der stabilsten und reinsten Laser seiner Art zu sein, die je erfunden wurden.

Vacuum

Um jegliche Interferenzen durch Luft oder schwebende Teilchen zu reduzieren, werden die Tests unter ultra‑hohen Vakuumbedingungen durchgeführt.

Damit wird zudem das Risiko eliminiert, dass sich Staub auf den Spiegeln ansammelt, der vom Laser verdampft und die 2 Mio. $‑Spiegel zerstören würde.

Der atmosphärische Druck in den LIGO‑Armen beträgt ein Billionstel des Meeresspiegeldrucks, was bedeutet, dass pro Kubikzentimeter nur etwa 10 Millionen Moleküle vorhanden sind.

LIGO Achievements

Nach der ersten Entdeckung kollidierender Schwarzer Löcher im Jahr 2015 maß das Observatorium viele weitere hochenergetische Ereignisse im Universum:

• Eine weitere Schwarze‑Löcher‑Fusion 2016, jeweils etwa 30 Sonnenmassen, in einer Entfernung von 1,3 Milliarden Lichtjahren, also fast ein Zehntel der gesamten beobachtbaren Universumsweite.
• Ein drittes und dann ein viertes Schwarze‑Löcher‑Ereignis 2017.

Danach wurde LIGO bis 2019 für Verbesserungen stillgelegt, bevor die Pandemie einsetzte. Wissenschaftler nutzten die Zeit, um weitere Verbesserungen vorzunehmen und das Netzwerk um VIRGO, die europäische Schwesteranlage außerhalb von Pisa in Italien, zu erweitern.

Future Of LIGO

Frühere Verbesserungen haben LIGO zu mindestens 79 Detektionen von Gravitationswellen in den letzten Jahren verholfen und ein umfangreiches Katalog‑Ereignis‑Register von Neutronen‑ und Schwarzen‑Löhren‑Kollisionen geschaffen, das anderen Astronomen präzise Identifikation und besseres Verständnis ermöglicht.

Ein wichtiges zukünftiges Upgrade wird der Austausch der aktuellen 40‑kg‑Spiegel gegen 100‑kg‑Spiegel sein, zusammen mit deutlich größeren Aufhängungssystemen.

Die zusätzliche Empfindlichkeit sollte helfen, weitere Informationen über die Gravitation im Universum zu finden.

Ein weiteres Forschungsfeld sind „Burst‑Gravitationswellen“. Diese kurzzeitigen Wellen aus unbekannten oder unvorhergesehenen Quellen sind bislang nur theoretisch und schwer zu detektieren, sodass die Analysten von LIGO offen für das sein müssen, was ein gültiges Signal ausmacht.

„Wir könnten auch Gravitationswellen von Systemen nachweisen, von denen wir vorher nichts wussten. Um nach solchen Arten von Gravitationswellen zu suchen, können wir nicht annehmen, dass sie klar definierte Eigenschaften besitzen, wie sie von LIGO‑Wissenschaftlern zuvor modelliert wurden.

Das bedeutet, dass wir unsere Analysen nicht ausschließlich auf die von Wissenschaftlern vorhergesagten Signaturen von Gravitationswellen beschränken dürfen.“

Other Gravitational Wave Detectors

Die nächste Generation von Interferometern wird ebenfalls diskutiert, insbesondere Cosmic Explorer, ein Interferometer mit 40‑km‑langen Armen, oder der Einstein Telescope, ein dreieckiger Detektor mit 10 km‑langen Armen, tief unter der Erde vergraben.

Ein weiteres zukünftiges Projekt könnte ein enormer weltraumbasierter Gravitationswellendetektor sein: LISA, die Laser Interferometer Space Antenna. Sie wird bereits von einer von der Europäischen Weltraumorganisation geleiteten Initiative entworfen und getestet, die drei Raumfahrzeuge in einer dreieckigen Formation betreiben wird, wobei der Abstand zwischen den Satelliten 2,5 Millionen Kilometer beträgt.

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Conclusion

LIGO ist ein äußerst beeindruckendes Projekt, das von einem ersten Experiment seiner Art zu einer sofortigen Bestätigung der Existenz von Gravitationswellen übergegangen ist.

Ein Projekt wie LIGO mag auf den ersten Blick rein akademisch erscheinen. Das ist selten der Fall, obwohl die direkten Anwendungen zunächst schwer vorstellbar sind.

Zum Beispiel wird Einsteins Relativitätstheorie heute routinemäßig zur Kalibrierung der Positionen von GPS‑Satelliten verwendet – eine Anwendung, die 1919 noch kaum als täglicher kommerzieller Bedarf vorstellbar war.

Ähnlich treibt LIGO Wissenschaftler dazu, immer präzisere Spiegel, Stabilisierungssysteme und Laser zu entwickeln, die weltweit zu den fortschrittlichsten Ingenieurleistungen zählen.

Diese Innovationen werden voraussichtlich in jeder Technologie Früchte tragen, die diese Geräte nutzt, einschließlich fortschrittlicher Computer‑ und Raumfahrttechnologien.

Investing in Advanced Optics

Corning Incorporated

Während Teleskope das, was in der Präzisionsherstellung von fortschrittlichem Glas möglich ist, vorantreiben, eröffnet dies zahlreiche industrielle Möglichkeiten in Bereichen wie Automobil, Halbleiter, KI, Verteidigung, Biotechnologie, Gesundheitswesen usw. Der Markt für fortschrittliche Optik ist ein 310 Mrd. $‑Markt, der bis 2032 voraussichtlich um 9,2 % CAGR wachsen wird.

Corning ist ein Glas‑ und Optikunternehmen, das seit 170 Jahren existiert. Im Laufe seiner Geschichte produzierte es die ersten Glühbirnen für Thomas Edisons elektrische Beleuchtung, die ersten verlustarmen Glasfasern, die Substrate für Katalysatoren in Abgaskatalysatoren und das erste stoßfeste Deckglas für Mobilgeräte.

Source: Corning

Heute konzentriert sich das Unternehmen auf die Kerntechnologien der Glas‑ und Keramikherstellung sowie der optischen Physik, die gemeinsame Fertigungsprozesse und Endmärkte teilen.

Source: Corning

Diese Verknüpfung von Technologien ermöglicht es dem Unternehmen, gemeinsame Fertigungs‑, Forschungs‑ und Ingenieurkapazitäten zwischen den verschiedenen Produktlinien zu teilen. Mit über 52 000 Mitarbeitern, mehr als 77 Fertigungsstandorten weltweit und über 10 Forschungs‑ und Entwicklungs‑Einrichtungen ist das Unternehmen ein großer Akteur in seiner Nische.

Source: Corning

Das Unternehmen profitiert vom Boom im KI‑ und Rechenzentrum‑Bau (optische Fasern) sowie vom allgemeinen Verbrauch von Spezialglas in Bildschirmen und Biotechnologie.

Corning wird durch Zölle kaum beeinträchtigt, da 90 % der US‑Umsätze aus Produkten mit US‑Ursprung stammen. Nur ein kleiner Teil der in China verkauften Produkte stammt aus US‑Anlagen, wobei 80 % der chinesischen Verkäufe in China selbst hergestellt werden.

Zölle könnten sogar helfen, da Corning in den Solarmarkt einsteigt, mit der strategischen Kontrolle von Hemlock Solar, um in den USA hergestellte Paneele zu produzieren, während asiatische Solarpaneele (nicht nur chinesische) mit vierstelligen Zöllen belegt werden. 80 % der Kapazität ist bereits durch Kundenverpflichtungen gesichert.

Solar macht für das Unternehmen großen Sinn, da Silizium ein Kernkompetenzbereich ist; Corning produziert seit 60 Jahren Polysilizium, einschließlich ultra‑reinem Silizium (99,9999999999 % rein) und startet nun die Produktion von Siliziumwafern, ein Produkt, das bislang zu 100 % in den USA importiert wurde.

Source: Corning

Das Unternehmen prüft zudem weitere fortschrittliche Technologien, bei denen seine Expertise in Glas und Keramik einen klaren Vorteil bietet, darunter biegsames Glas, Augmented Reality, Kohlenstoffabscheidung usw.

Source: Corning

Insgesamt ist Corning ein tief technisch orientiertes Unternehmen, das durch lokalisierte Fertigung nicht unter der Deglobalisierung leidet. Es erschließt zudem neue Märkte, die zu seinen Kernkompetenzen passen, insbesondere Solar und optische Kommunikation / KI‑Infrastruktur. Das macht es sowohl zu einem relativ konservativen Unternehmen, das tiefer in seine Nische gräbt, als auch zu einer potenziellen Wachstums­aktie im High‑Tech‑Sektor.

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