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Die Suche nach einem neuen Hintergrundsignal


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Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 2/2022 vom 14.01.2022

GRAVITATIONSWELLEN

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Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 2/2022

Ein Überwachungsnetz von Neutronensternen Das European Pulsar Timing Array (EPTA) nutzt ein Netzwerk von Pulsaren, um niederfrequente Gravitationswellen aufzuspüren. Diese winzigen Erschütterungen der Raumzeit (grünes Gitter) entstehen, wenn sich extrem massereiche Schwarze Löcher auf Grund von Galaxienverschmelzungen näherkommen und umkreisen. Ein koordiniertes Netzwerk europäischer Radioteleskope überwacht von der Erde aus eine Reihe von Pulsaren, die über den Himmel verteilt sind. Anhand der gemessenen Variationen in der Ankunftszeit der von den Pulsaren ausgesandten Signale auf der Erde wollen die Astronomen winzige Schwankungen in der Raumzeit untersuchen. Diese Gravitationswellen stammen aus ferner Vergangenheit und breiten sich noch immer im Universum aus. Sie gehen zurück auf eine Zeit, als Galaxien miteinander verschmolzen und die extrem massereichen Schwarzen Löcher in ihren Zentren einander mit einer Periode von nur wenigen Jahren umkreisten und dadurch Gravitationswellen erzeugten.

Kai Schmitz berichtete von der Suche der NANOGrav-Kollaboration nach niederfrequenten Gravitationswellen (siehe SuW 7/2021, S. 30). Dazu verwendete ein Team ein Netzwerk von Radiopulsaren als Gravitationswellendetektor in der Größenskala einer Galaxie: ein Pulsar Timing Array, kurz PTA (siehe »Ein Überwachungsnetz von Neutronensternen«). NANOGrav ist eine von mehreren PTA- Kooperationen weltweit. Auch die europäischen Astronominnen und Astronomen verfügen über ein solches PTA namens European Pulsar Timing Array (EPTA). EPTA hat nun seine eigene, aufwändige Datenanalyse vorgelegt, die mit den Resultaten von NANOGrav verglichen werden kann.

Was ist EPTA?

Das EPTA wurde im Jahr 2005 gegründet, obwohl gezielte Beobachtungen zur Detektion von Gravitationswellen bereits im Jahr 1995 im Rahmen des EU-geförderten »Europäischen Pulsar Netzwerks« begannen. EPTA besteht aus Instituten und ...

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... deren Mitarbeiterinnen und Mitarbeitern aus ganz Europa, welche die folgenden Radioantennen nutzen: das 100-Meter- Effelsberg-Teleskop in Deutschland, das 76-Meter-Lovell-Teleskop in Jodrell Bank (Großbritannien), das 100-Meter- Äquivalent des Nançay-Radioteleskops in Frankreich, das 100-Meter-Äquivalent des Westerbork-Synthese-Radioteleskops (Niederlande) und das italienische 64-Meter-Radioteleskop auf Sardinien (siehe »Die Radioteleskope von EPTA«). Die europäischen Partner fassen ihre Teleskope auch monatlich zum Large European Ar- ray for Pulsars (LEAP) zusammen. Dann entsprechen die fünf Einzelantennen einer gigantischen 200-Meter-Schüssel – dem größten, voll steuerbaren Pulsarinstrument der Welt. EPTA verwendet daher mit LEAP effektiv sechs Teleskope, was nicht nur eine einzigartig hohe Wiederholungsrate der Beobachtungen bei sich ergänzenden Radiofrequenzen zwischen 350 und 4850 Megahertz ermöglicht, sondern auch die wichtige Überprüfung möglicher instrumenteller Probleme sowie das Beseitigen von Effekten durch das interstellare Medium erlaubt.

IN KÜRZE

■ Ein riesiges Netzwerk aus Pulsaren eignet sich zum Nachweis von Gravitationswellen von sehr niedriger Frequenz.

■ Ein solches Pulsar Timing Array (PTA) wird mit irdischen Radioantennen präzise überwacht.

■ Wurde mit dieser Methode nun ein Gravitationswellen ­ hintergrund signal entdeckt?

www.sterne-und-weltraum.de Februar 2022 41

Die Radioteleskope von EPTA Diese fünf Radioantennen kommen beim europäischen Teleskopverbund EPTA zum Einsatz (von links oben nach rechts unten): das 100-Meter- Effelsberg-Teleskop bei Bonn (Deutschland), das 100-Meter-Äquivalent des Nançay-Radioteleskops (Frankreich), das 64-Meter-Radioteleskop auf Sardinien (Italien), das 100-Meter-Äquivalent des Westerbork-Synthese- Radioteleskops (Niederlande) und das 76-Meter-Lovell-Teleskop in Jodrell Bank (Großbritannien). Bei koordinierten EPTA-Beobachtungskampagnen nehmen alle Teleskope Radiopulsare ins Visier und überwachen mit extremer Präzision die Ankunftszeiten ihrer Pulssignale.

Hier spielen zwei Effekte eine Rolle: Zum einen werden die Ankunftszeiten durch Dispersion der Radiostrahlung im ionisierten interstellaren Medium (ISM) mit dem Quadrat der Beobachtungsfrequenz verzögert. Diese Verzögerung skaliert mit der Säulendichte der Elektronen entlang der Sichtlinie, dem sogenannten Dispersionsmaß. Durch »interstellares Wetter« und die Relativbewegung zwischen Pulsar und Erde ist das Dispersionsmaß aber nicht konstant und variiert daher die Ankunftszeiten. Weil der Effekt aber von dem Quadrat der Frequenz abhängt, kann man das für die Beobachtung relevante Dispersionsmaß durch genügend häufige Multifrequenzmessungen bestimmen und den Effekt korrigieren (siehe »Verzögerte Welle«, S. 44).

Der andere Effekt ist weniger auffällig, muss jedoch unter Umständen für die höchste Präzision berücksichtigt werden.

Das ISM ist nicht nur ionisiert, sondern auch klumpig. Diese Inhomogenität führt zur Streuung der Radiostrahlung, die dann leicht verschiedene Wege zum Teleskop zurücklegt. Die sich dadurch formende Pulsform ist leicht verändert. Die Streuung ist stark frequenzabhängig und ändert sich vielleicht sogar mit der Zeit, was wiederum auch zu Schwankungen in den gemessenen Ankunftszeiten führt – wenn man dies ignoriert. Das EPTA hat vor kurzem mithilfe von LEAP-Beobachtungen gezeigt, dass dieser Effekt bei PTA-Beobachtungen berücksichtigt werden sollte. Auch wenn die Datenverarbeitung und -analyse so wesentlich aufwändiger und komplexer wird, ist die Art der EPTA-Experimente ein großer Vorteil gegenüber anderen PTAs wie NANOGrav, das bisher das Green Bank Telescope (GBT) in West Virginia und das vor kurzem eingestürzte Arecibo Teleskop auf Puerto Rico umfasste (siehe SuW 2/2021, S. 16).

Der EPTA-Datensatz enthält die längste Serie von ununterbrochenen Beobachtungen, denn die Kampagne umfasst bislang 24 Jahre. Hierbei kommt eine wichtige Technik zum Einsatz, welche die beste zeitliche Präzision gewährleistet. Im Fachjargon heißt sie »kohärente Dedispersion«. Durch die erwähnte Dispersion der Signale im ISM verbreitern sich ohne Maßnahmen die gemessenen Pulsbreiten, da die Signale selbst zwischen der oberen und unteren Frequenzkante der Empfängerbandbreite verzögert ankommen. Bei der kohärenten Dedispersion werden die Spannungen der einfallenden elektromagnetischen Wellen registriert und die Effekte durch einen in Software angebrachten inversen Filter vollkommen beseitigt, bevor das Signal detektiert wird.

Eine sehr hohe Genauigkeit ist in der Tat erforderlich, da die Amplitude der erwarteten Gravitationswellensignale einer durchschnittlichen Änderung der Weglänge von nur zehn Metern über die Entfernung von einem Lichtjahr entspricht. Sie sind sehr niederfrequent (siehe »Das Spektrum kosmischer Gravitationswellen«, S. 45). Das verursacht winzige Schwankungen in den Ankunftszeiten von etwa hundert Nanosekunden oder weniger. Aber eine Variation in der Ankunftszeit reicht nicht aus, um zu entscheiden, ob sie von Gravitationswellen verursacht wird. Erforderlich ist, dass ein bestimmtes Korrelationsmuster über den Himmel hinweg festgestellt wird, die so genannte Hellings-Downs-Kurve (HD-Kurve, siehe SuW 7/2021, S. 30).

Es gibt einen weiteren wichtigen Unterschied zu erdgebundenen Gravitationswellenmessungen wie mit den Laserinterferometern LIGO, Virgo & Co: Das vermutlich stärkste PTA-Signal ist ein stochastischer Hintergrund, das heißt, eine Überlagerung vieler einzelner Quellen. Ein solches Signal ist kein vorübergehendes Ereignis, sondern entsteht langsam, wenn die Rauschquellen reduziert werden. Es ist wie ein Flüstern, das erst hörbar wird, wenn laute Vordergrundgeräusche reduziert werden. Der allmähliche Anstieg des Signal-Rausch-Verhältnisses des aktuellen Signals (siehe »Besser werdende Beobachtungsdaten«), seit es zum ersten Mal in den ersten EPTA-Daten im Jahr 2015 bemerkt wurde, gibt Anlass zur Zuversicht, dass es real ist. Ob dieses Signal jedoch das Ergebnis von Gravitationswellen ist, bleibt abzuwarten. Andere Rauschquellen könnten nämlich ein Gravitationswellensignal imitieren.

Rotes Rauschen

Das Geheimnis der Genauigkeit von Pulsar-Timing liegt in der Eigenschaft, dass man die Rotationen eines Pulsars im wahrsten Sinne zählt. Zwischen zwei Beobachtungen weiß man durch ein Timing- Modell immer genau, wie viele Rotationen es seit der letzten Messung gegeben hat. Ist das Modell korrekt, dann können weitere Messungen in der Zukunft vorhergesagt werden, und die tatsächlichen Ankunftszeiten mit dem Modell verglichen werden. Aber die Ankunftszeiten werden nicht nur von der Rotationsperiode des Pulsars bestimmt, sondern auch von der Abbremsrate durch das Aussenden von elektromagnetischer Strahlung, seiner relativen Position am Himmel, mögliche Eigenoder Binärbewegungen um einen Begleiter und weiteren Faktoren. Im einfachsten Fall beinhaltet ein Timing-Modell fünf Parameter: die Pulsperiode, die Abbremsrate, zwei Koordinaten für die Himmelsposition und das Dispersionsmaß. Durch einen Begleiter kommen mindestens fünf weitere Bahnparameter hinzu.

Umfasst das Timing-Modell alle relevanten Parameter, und sind diese dank der Messungen in einem iterativen Verfahren genau bestimmt, dann sollte die Abweichung der Vorhersagen durch das Timing-Modell von den tatsächlichen Messungen – die Residuen – zufällig um den Wert Null streuen. Die Residuen zeigen dann eine Gaußverteilung, deren Breite mit den Unsicherheiten in den Messungen konsistent ist. In diesem Fall spricht man von einem »weißen Rauschen« in den Ankunftszeiten, und der Wert eines jeden Residuums ist unabhängig von den Werten der Residuen vor und nach der Messung dieser Ankunftszeit.

Was passiert jedoch, wenn das Modell die Daten nicht beschreibt? In diesem Fall erhalten wir eine kompliziertere Struktur in den Residuen. Diese sind dann nicht mehr gaußverteilt und der Wert eines jeden Residuums steht mit den umliegenden Punkten in Beziehung, das heißt, sie sind nicht mehr unabhängig voneinander. In einer spektralen Analyse der Residuen drückt sich das durch das Vorhandensein von Signalen bei niedrigen Frequenzen aus, so dass man dies auch als »rotes Rauschen« bezeichnet (siehe »Rotes Rauschen«). Zum Vergleich: Beim »weißen Rauschen« zeigt die Spektralanalyse keine bevorzugte Frequenz, die Amplituden sind demnach alle von ähnlicher Stärke.

Was dann? Strukturen in den Residuen deuten auf einen physikalischen Prozess hin, der durch das Timing-Modell nicht berücksichtigt worden ist. Ein Gravitationswellenhintergrund wäre ein solcher Prozess. Aber tatsächlich können viele physikalische Vorgänge miteinander konkurrieren und verschiedene Beiträge leisten. Junge Pulsare zeigen zum Beispiel auf Grund von Prozessen im superflüssigen Inneren des Neutronensterns Abweichungen von einer perfekten Rotation. Eine derartige »Unwucht« führt dazu, dass die Rotationsperiode beziehungsweise die Abbremsrate schwanken. Im schlimmsten Fall zeigen junge Pulsare »Glitches«, also Sprünge in der Pulsperiode, durch eine abrupte Änderung ihres Trägheitsmoments in der Quantenflüssigkeit im Inneren. Sie könnten hervorgerufen werden, wenn sich Verspannungen in inneren Schichten des Neutronensterns lösen und so der Drehung kurzzeitig einen Schubs versetzen. Das hohe Alter der ausgewählten PTA-Pulsare macht diese zwar sehr viel stabiler, aber in letzter Zeit wurden auch bei diesen Pulsaren vermehrt kleine Variationen in der Rotation festgestellt.

Doch es gibt noch ganz andere Quellen für rotes Rauschen. Wie schon angedeutet, lassen interstellares Wetter und die relative Eigenbewegung die Dispersion oder die Streuung variieren, wenn zum Beispiel interstellare Wolken aus ionisiertem Gas die Sichtlinie zu einem Pulsar kreuzen. Eine Messung bei mehreren Frequenzen sollte uns in die Lage versetzen, diese Effekte zu korrigieren, aber Unsicherheiten in den Messungen (oder zu seltene Messungen) mögen dies erschweren.

Außerdem messen wir die Ankunftszeiten relativ zu einem global festgelegten, atomaren Zeitstandard, aber der Zeittransfer, das heißt, der genaue Uhrenvergleich zwischen der Uhr am Observatorium, des internationalen Zeitstandards und letztlich der Pulsaruhr selbst mag nicht perfekt sein. So hat das Internationale Pulsar Timing Array (IPTA) durch einen Vergleich von gemittelter »Pulsarzeit« zur internationalen Atomzeit vor kurzem gezeigt, dass nicht alle Atomuhren auf der Welt gleichwertig sind, und dass das Zeitnormal nicht immer vollkommen optimal gesteuert worden ist.

Schließlich bewegt sich die Erde auf ihrer Bahn relativ zu den Pulsaren. Um dies zu berücksichtigen, wird eine Sonnensystem-Ephemeride (SSE) verwendet, so dass jede Ankunftszeit auf eine äquivalente Ankunft im Schwerpunkt des Sonnensystems überführt werden kann. Ein Fehler in der Kenntnis des genauen Massenschwerpunkts von nur wenigen Metern – beispielsweise durch falsch bestimmte Massen oder Positionen der Planeten – würde hier zu einem korrelierten Signal von zehn Nanosekunden führen und könnte ein Gravitationswellensignal vortäuschen.

Schließlich gibt es noch den Gravitationswellenhintergrund selbst (englisch: gravitational wave background, GWB), nach dem wir eigentlich suchen, der ebenfalls als ein Prozess mit rotem Rauschen in den Daten zu erkennen sein würde.

Wie gehen wir mit dem roten Rauschen um?

Das ISM ist unsere größte Quelle für rotes Rauschen. Aber da dies frequenzabhängig ist, können wir durch die Beobachtungen bei mehreren Frequenzen die Verzögerung messen und diesen ISM-Effekt entfernen. In der Realität ist die entsprechende Genauigkeit begrenzt, aber die Messungen ermöglichen auch, Unzulänglichkeiten in der Korrektur zu charakterisieren und durch eine Amplitude sowie das Spektrum dieses ISM-Rauschens für jeden Pulsar zu bestimmen. Im Prinzip können wir so unsere Statistiken auch dann korrekt berechnen, wenn wir den ISM-Effekt nicht vollständig entfernen können. Das gleiche gilt für das mögliche intrinsische Spin-Rauschen eines Pulsars, also mögliche Schwankungen in der sonst gleichmäßigen Rotation der Pulsare. Beide Effekte, ISM-Rauschen und Spinrauschen sollten spezifisch für jeden Pulsar sein und sich damit von anderen Rauschquellen unterscheiden.

Die Möglichkeit eines Fehlers in den verwendeten SSE ist besonders wichtig und wurde entsprechend sorgfältig untersucht. Ein hierbei auftretender Fehler würde alle Pulsare gleichzeitig betreffen und wie ein gemeinsames Signal aussehen. Der Ansatz bestand darin, die PTA-Daten selbst zu verwenden, um die genauen Massen und Positionen der Körper des Sonnensystems zu bestimmen. Bei den Uhren und ihren möglichen Fehlern wird ähnlich vorgegangen, das heißt, wir können prinzipiell anhand der Pulsar-Messungen eine neue gemeinsame, erdunabhängige Zeit definieren und diese für unsere Experimente verwenden.

Suche nach Gravitationswellen

Die Auswertung der Daten zeigt ein rotes Rauschen, das allen untersuchten Pulsaren gemein ist (englisch: common red noise, CRN), und dessen entsprechendes Signal-Rausch-Verhältnis seit der ersten Auswertung der EPTA-Daten angestiegen ist. Die Amplitude und das Spektrum sind konsistent mit den Erwartungen für einen Gravitationswellenhintergrund. Es könnte aber auch von einem SSE-Fehler, einem Uhrenfehler, korrelierten ISM-Effekten, oder von einem geringen Spinrauschen herrühren, das in allen Pulsaren zu finden ist – oder es handelt sich sogar um eine Mischung aus all diesen Faktoren.

Zur Validierung der Ergebnisse wurden mehrere unabhängige Auswertungsprogramme mit unterschiedlichen statistischen Rahmen verwendet, um alternative Rauschquellen ausschließen zu können und nach dem Gravitationswellenhintergrund zu suchen. Wichtig ist, dass zwei unabhängige Verfahren im kompletten Verlauf der Analyse verwendet wurden, um eine gegenseitige Konsistenz zu gewährleisten.

Dr. Nicolas Caballero, Forscher am Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics in Peking, bis zum Jahr 2018 Doktorand und Postdoc am MPIfR und zweiter Autor der nun vorgelegten Studie, erklärt: »Mit dem European Pulsar Timing Array wurden in einem 2015 veröffentlichten Datensatz erstmals Hinweise auf ein solches Signal gefunden, aber da die Ergebnisse mit größeren statistischen Unsicherheiten behaftet waren, wurden sie nur streng als obere Grenzen diskutiert. Unsere neuen Daten bestätigen nun eindeutig das Vorhandensein dieses Signals und machen es zu einem Kandidatensignal für den Gravitationswellenhintergrund.«

Der Schlüssel zur Unterscheidung zwischen diesen verschiedenen Quellen ist die erwähnte HD-Korrelation zwischen Pulsaren. Dies ist wie folgt zu verstehen: Gravitationswellen haben eine quadrupolare Eigenschaft, das bedeutet, dass die Raumzeit in eine Richtung gestaucht wird, während sie in eine senkrechte Richtung dazu gestreckt wird – und umgekehrt. Das heißt für Pulsare, die von der Erde aus gesehen in gleicher Richtung am Himmel stehen, sollten die Ankunftszeiten der Pulsare positiv korreliert sein – die Pulse kommen quasi synchron zu früh und zu spät – während für Pulsare in Richtungen senkrecht zueinander die Korrelation negativ ist, und sie genau asynchrone Schwankungen zeigen. Die Teams suchen nach einer derartigen quadrupolaren Struktur in den Daten am Himmel.

Im Vergleich dazu sind das Spin- und ISM-Rauschen ist in erster Näherung pulsarabhängig und daher eigentlich unkorreliert. Allerdings zeigen Simulationen von unseren australischen Kollegen, dass dies nicht immer der Fall sein muss, und es Korrelationen geben kann. Mögliche Uhrenfehler wirken sich hingegen auf alle Pulsare in ähnlicher Weise aus; das entspricht einem Monopol, wie wir sagen. Ein SSE-Fehler verschiebt den Schwerpunkt in eine bestimmte Richtung, das heißt, die Pulse komme entsprechend zu früh oder zu spät an, abhängig von dieser Richtung – ein Dipol. Dieser Unterschied zu einem quadrupolaren Signal ist der Schlüssel zum Nachweis des GWB.

Die Entdeckung eines gemeinsamen roten Rauschens ist sehr aufregend. Es scheint unwahrscheinlich, dass es mit der SSE oder Uhrenfehlern zusammenhängt. Um jedoch zu zeigen, dass es sich bei der Quelle um den Gravitationswellenhintergrund handelt, benötigen wir eine signifikante Entdeckung der HD-Korrelation – die keines der PTAs derzeit hat. Wir können jedoch unsere Empfindlichkeit verbessern, indem wir nicht nur weiter beobachten, sondern auch alle Daten über das Internationale Pulsar Timing Array (IPTA) kombinieren: Die Messungen von NANOGrav, EPTA und weiteren PTAs werden hier zusammengeführt (siehe »Vergleich verschiedener Experimente«). Der IPTA-Datensatz wird weitaus empfindlicher sein, als es mit jedem einzelnen PTA möglich wäre. Dieser Prozess läuft gerade mit ersten Ergebnissen an. Wir bleiben kritisch, aber auch sehr gespannt.

Literaturhinweise

Chen, S. et al.: Common-red-signal analysis with 24-yr high-precision timing of the European Pulsar Timing Array:

Inferences in the stochastic gravitational-wave background search. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2021. DOI: 10.1093/mnras/stab2833 Goncharov, B. et al.: On the evidence for a common-spectrum process in the search for the nanohertz gravitationalwave background with the Parkes Pulsar Timing Array. The Astrophysical Journal Letters 917, 2021

Hobbs, G. et al.: The impact of solar wind variability on pulsar timing.

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 491, 2020

Main, R. A. et al.: Measuring interstellar delays of PSR J061-0200 over 7 yr, using the Large European Array for Pulsars.

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 499, 2020

Schmitz, K.: Hintergrundsignal mit Pulsaren entdeckt? Sterne und Weltraum 7/2021, S. 30 – 41