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Durchbruch voraus


Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 10/2021 vom 10.09.2021

GRAVITATIONSWELLEN

Artikelbild für den Artikel "Durchbruch voraus" aus der Ausgabe 10/2021 von Sterne und Weltraum. Dieses epaper sofort kaufen oder online lesen mit der Zeitschriften-Flatrate United Kiosk NEWS.

Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 10/2021

Einblicke über Computer

Aufwändige Simulationen auf Supercomputern gehen Hand in Hand mit den Messdaten von Gravitationswellendetektoren. Die Momentaufnahme zeigt ein Schwarzes Loch (graue Kugel), das sich gerade aus zwei kollidierenden Neutronensternen gebildet hat. Dabei wird neben abgestrahlten Gravitationswellen auch Materie ausgeworfen, die zur beobachtbaren Kilonova führt. Die Farben zeigen die Dichte dieser Materie.

IN KÜRZE

Astronomie mit Gravitationswellen wird zur Routine. Doch noch viele Quellen lauern im Kosmos darauf, entdeckt zu werden. Dazu gehören mittelschwere Schwarze Löcher, Supernovae, Neutronensternbeulen, der Urknall und das Unbekannte. Hier erfahren Sie, was Forschende für die nächsten Jahre der Gravitationswellenastronomie erwarten.

Vom 1. April 2019 bis zum 27. März 2020 dauerte der dritte und bislang letzte Beobachtungslauf (O3) der ...

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... Gravitationswellen-Laserinterferometer LIGO Hanford, LIGO Livingston, Virgo, GEO600 und KAGRA. Bislang sind die Daten der ersten sechs Monate von O3 systematisch ausgewertet. Darin haben die LIGO- und Virgo-Instrumente etwa alle sechs Tage ein neues Signal aus den Tiefen des Alls aufgespürt. In allen Beobachtungsläufen kommen so bisher insgesamt 57 Signale zusammen. Sie stammen – ebenso wie die noch zu bestätigenden Signalkandidaten aus der zweiten Hälfte von O3 – von Verschmelzungen kompakter Objekte, also Kollisionen von zwei Schwarzen Löchern, zwei Neutronensternen oder einer Kombination von beiden (siehe SuW 9/2021, S. 10).

Das täglich Brot der Gravitationswellenastronomie

Verschmelzungen Schwarzer Löcher von einigen dutzend Sonnenmassen werden auf Grund ihrer bisherigen Häufigkeit und der Stärke ihrer Gravitationswellen auch weiterhin unser »täglich Brot« bleiben. Aber die Vergangenheit lehrt uns, dass die Astronomie mit neuen Möglichkeiten und Instrumenten oft gänzlich neue Entdeckungen macht und so neue Erkenntnisse – und neue Fragen – ent-stehen. Was erwartet uns, neben vielen weiteren Verschmelzungen Schwarzer Löcher und von Neutronensternen, in den nächsten Jahren?

Dieser Artikel ist keine vollständige Auflistung aller weiteren denkbaren Quellen und ihrer Signale. Wir möchten diejenigen vorstellen, die mit hoher Wahrscheinlichkeit nachgewiesen werden; aber auch solche, deren Beobachtung potenziell grundlegende, offene Fragen der Physik beantworten kann.

Abklingende Schwarze Löcher

Die bisher beobachteten Verschmelzungen Schwarzer Löcher haben bereits Neues über die dunklen Raumzeitfallen ans Tageslicht gebracht. Wir wollen daher zuerst schauen, welche weitere Informationen wir ihren Gravitationswellen entlocken können.

Die Raumzeitwellen von der Kollision Schwarzer Löcher haben drei aufeinanderfolgende Phasen (siehe »Kollision in drei Phasen«): Der Annäherung bei gleichzeitiger Umrundung (englisch: inspiral) folgt als zweiter Abschnitt die Verschmelzung (englisch: merger), wenn sich ihre Ereignishorizonte vereinigen. Aus der Beobachtung dieser beiden ersten Phasen lassen sich Eigenschaften der beiden kollidierenden Schwarzen Löcher ableiten. Mit Hilfe der allgemeinen Relativitätstheorie berechnen Theoretiker, wie groß Masse und Eigendrehung (oder Drehimpuls) des entstehenden Schwarzen Lochs sind. Die dritte und letzte Phase (englisch: ringdown), deren Beobachtung eine unabhängige Messung der Masse und der Eigendrehung ermöglicht, ist vor Kurzem erstmals gelungen.

Wie funktioniert diese unabhängige Messung? Das neue Schwarze Loch ist kurz nach seiner Entstehung nicht achsensymmetrisch, sondern gleicht eher einer unregelmäßig geformten Erdnuss. Schlussendlich muss es laut Relativitätstheorie rotationssymmetrisch werden. Die Asymmetrie schüttelt das Übergangsobjekt durch Abstrahlung von Gravitationswellen ab. In diesem Ringdown oder Abklingen schwingt es dabei wie eine geläutete Glocke bei ganz bestimmten Frequenzen, die auf ebenso definierten Zeitskalen verklingen. Seine Masse und sein Drehimpuls bestimmen diese Schwingungen und werden von Physikern als quasinormale Moden bezeichnet. Folglich lassen sich aus diesen Moden die Masse und Eigendrehung des entstandenen Schwarzen Lochs bestimmen.

Doch dieses Unterfangen ist schwierig, denn die Dämpfungszeiten sind sehr kurz und liegen im Bereich einiger dutzend Millisekunden für die von den irdischen Gravitationswellendetektoren beobachteten Schwarzen Löcher. Weil das Abklingen schwach ist und rasch im Hintergrund-rauschen der Detektoren verschwindet, ist es nicht einfach nachzuweisen.

Kollision in drei Phasen

Das Diagramm zeigt in der roten Kurve unten den zeitlichen Verlauf der Gravitationswellenstärke (Amplitude). Wenn Schwarze Löcher zusammenstoßen, durchläuft die entstehende Gravitationswellenform drei Abschnitte (oben): die Annäherung (Inspiral), die Verschmelzung (Merger) mit dem größten Wellenausschlag und ein nachfolgendes Abklingen (Ringdown). Letzteres wurde kürzlich erstmals nachgewiesen. Es ist ein spannendes Ziel für künftige Beob­ achtungen, bietet es doch einen direkten Weg, Eigenschaften des entstehenden Schwarzen Lochs unabhängig zu messen, etwa seine Masse und seinen Drehimpuls.

Warum ist eine solche Messung überhaupt wichtig? Die ermittelte Masse und Eigendrehung des entstandenen Schwarzen Lochs können mit den erwarteten Werten auf Basis der Relativitätstheorie verglichen werden. Das berühmte No- Hair-Theorem – eine Konsequenz der Relativitätstheorie – besagt, dass sich Schwarze Löcher durch zwei Werte, ihren Drehimpuls und ihre Masse, vollständig beschreiben lassen (elektrische Ladung als dritte Größe wird im Allgemeinen nicht betrachtet). Zwei Schwarze Löcher mit übereinstimmender Eigendrehung und Masse gleichen sich vollkommen in allen ihren Eigenschaften. Das gilt demnach insbesondere für die Frequenzen der Ringdown-Moden und ihre Abklingzeiten. Misst man mehrere Moden, so lässt sich das No-Hair-Theorem folglich überprüfen.

Wie steht es nun um Nachweise von diesem Abklingen? Beim ersten jemals gemessenen Signal GW150914 (siehe SuW 4/2016, S. 24) sind die Daten zwar kompatibel mit einem Abklingen, allerdings ließen sich keine Moden nachweisen. Eine kürzlich erschienene Vorabveröffentlichung auf dem Preprint- Server arXiv.org von Collin Capano und einem Forschungsteam zeigt nun offenbar in einem anderen Signal – nämlich GW190521 von zwei Schwarzen Löchern mit der bisher größten bekannten Gesamtmasse – starke Hinweise auf zwei Moden des abklingenden Schwarzen Lochs. Die gemessenen Frequenzen und ihre Abklingzeiten stimmen also mit dem No-Hair-Theorem und den Vorhersagen numerischer Lösungen der allgemeinen Relativitätstheorie überein.

Auf diese Weise ließe sich außerdem ein weiterer Test der Relativitätstheorie durchführen: Stephen Hawking stellte mit seinem Area-Theorem im Jahr 1971 eine Ungleichung für die Massen und Eigendrehungen verschmelzender Schwarzer Löcher auf. Widersprechen zukünftige Beobachtungsdaten der Gravitationswellendetektoren dieser Ungleichung, dann enthüllen sie einen Fehler in Einsteins Relativitätstheorie – das wäre ein Hinweis auf spannende, neue Physik! Einziger Vorbehalt: Dafür werden jedoch stärkere Signale benötigt. Bei der Empfindlichkeit derzeitiger Detektoren wäre beispielsweise ein Paar Schwarzer Löcher wie das von GW150914 geeignet, allerdings in nur halber kosmischer Entfernung dieses Ereignisses. Etwas Glück oder Wartezeit sind also erforderlich.

Mittelschwere Schwarze Löcher

Neben den extrem massereichen Schwarzen Löchern in den Zentren von Galaxien und denen mit Sternenmasse (stellare Schwarze Löcher), die LIGO und Virgo bisher beobachtet haben, vermuten Forschende eine Mittelklasse Schwarzer Löcher. Ihre Massen liegen im Bereich von 100 bis 100 000 Sonnenmassen und damit genau in der Lücke zwischen den leichtesten und schwersten Schwarzen Löchern. Astronomen haben Kugelsternhaufen und helle Röntgenquellen in Verdacht, dass sie die Mittelklasse beherbergen. Doch ein gesicherter Nachweis dieser Objekte steht nach wie vor noch aus, und auch hier könnten Gravitationswellen die entscheidende Rolle spielen.

Es gibt mehrere Spuren, welche auf die Existenz der mittelschweren Schwarzen Löcher hinweisen. Solche mit mehr als 100 Sonnenmassen könnten extrem leuchtkräftige punktförmige Röntgenquellen in fernen Galaxien antreiben. Sie sind unter dem Namen ultrahelle Röntgenquellen (englisch: ultra-luminous X-ray sources, kurz ULX) bekannt (siehe SuW 7/2017, S. 13, und SuW 5/2020, S. 20). Dort strömt vermutlich die Materie eines Partnersterns auf das Schwarze Loch und erhitzt sich in der entstehenden Akkretionsscheibe. Ebenso sind die beobachteten Geschwindigkeiten von Sternen in Kugelsternhaufen und auch präzisere Geschwindigkeitsmessungen von Pulsaren in Kugelsternhaufen weitere Fingerzeige darauf, dass mittelschwere Schwarze Löcher real sind. Wenn es einzelne Vertreter dieser Mittelklasse gibt, existieren vermutlich auch Paare von ihnen, obwohl ihr Entstehungsmechanismus derzeit noch unklar ist.

Die nächsten 15 Jahre der Forschung

Gibt es Paare aus mittelschweren Schwarzen Löchern mit Massen zwischen den bekannten stellaren und den extrem massereichen Schwarzen Löchern? Irdische Detektoren in ihren aktuellen (aLIGO, aVirgo, KAGRA) und künftigen Ausbaustufen (LIGO A+ und Voyager) sowie ihre zukünftigen Nachfolger (Einstein-Teleskop, siehe SuW 3/2021, S. 38, und Cosmic Explorer) könnten diese Quellen im Bereich von hundert bis einigen tausend Sonnenmassen bis in kosmologische Entfernungen aufspüren – wenn es diese Objekte wirklich gibt. Die farbig schattierten Bereiche zeigen an, in welchen Entfernungen welche Detektoren mittelschwere Schwarze Löcher mit einer bestimmten Gesamtmasse sicher nachweisen können.

Die Entfernungen der Schwarzen Löcher werden hier durch die kosmologische Rotverschiebung z ausgedrückt (senkrechte Achsen). Zur Orientierung stehen rechts einige Epochen der Kosmologie und typische Quellen.

Aber falls solche Paare existieren, sorgen ihre größeren Massen für stärkere Gravitationswellen bei Kollisionen. Die Systeme ließen sich damit aus größeren Entfernungen nachweisen. Allerdings gibt es eine Obergrenze für die Gesamtmasse, bei der man solche Paare aufspüren kann, denn mit zunehmender Masse nimmt die Frequenz ab, bei der die Schwarzen Löcher miteinander verschmelzen, und ihr Signal verlässt schließlich das Frequenzband, in dem derzeitige Detektoren empfindlich sind, am unteren Ende.

Viel aufregender als das, was wir erwarten, ist das, womit wir gar nicht rechnen.

Welche Chancen haben bestehende Instrumente und ihre geplanten Ausbaustufen, Signale von diesen Paaren nachzuweisen? Generell gilt: Je größer die Entfernung ist, in der wir sie entdecken können, umso größer ist das Volumen und damit die Anzahl möglicher Quellen. Allerdings hängt die Maximalentfernung von der Gesamtmasse ab. So lassen sich sehr massereiche Systeme mit einer Gesamtmasse von bis zu ungefähr 2000 Sonnenmassen nur in Entfernungen von bis zu wenigen hundert Millionen Lichtjahren nachweisen. Das entspricht dem Mehrfachen der Distanz des Virgohaufens. Bei geringeren Gesamtmassen von ungefähr 100 Sonnenmassen können die künftigen Messgeräte Signale bis zu einer kosmologischen Rotverschiebung von z = 7 nachweisen, was praktisch dem gesamten sichtbaren Universum entspricht (siehe »Die nächsten 15 Jahre der Forschung«).

Was macht diese Signale so aufregend? Hauptsächlich wäre eine solche Beobachtung der sichere Beweis für die Existenz von Paaren mittelschwerer Schwarzer Löcher. Zusätzlich erlauben sie uns, ihre Verteilung in großen, kosmologischen Entfernungen zu untersuchen, und sie können offene Fragen zur Entstehung mittelschwerer Schwarzer Löcher in bestimmten Supernova-Ereignissen beantworten. Normale Supernovae vom Typ II (siehe SuW 3/2020, S. 30), bei denen Sternkerne implodieren, können keine Schwarzen Löcher von mehr als rund 65 Sonnenmassen erzeugen, denn die dafür erforderlichen Vorgängersterne sind mit mehr als 100 Sonnenmassen so massereich, dass die dabei auftretende Paar instabilitätssupernova (siehe SuW 4/2020, S. 40) den Stern vollständig zerreißt – kein Schwarzes Loch bleibt zurück. Nur sehr massereiche Sterne von mehr als 250 Sonnenmassen könnten die Phase der Paarinstabilität überleben und direkt zu einem mittelschweren Schwarzen Loch kollabieren.

Bisher wurden mit LIGO und Virgo keine passenden Signale aufgespürt; obere Grenzen für deren Häufigkeit lassen sich daraus allerdings bereits jetzt bestimmen. Forscherinnen und Forscher haben mit LIGO und Virgo jedoch den Zusammenstoß von zwei Schwarzen Löchern beobachtet, dessen Ergebnis eine mittelschwere Raumzeitfalle ist. Das Ereignis GW190521 entstand gemäß Analyse mit LIGO und Virgo bei der Kollision von Schwarzen Löchern mit 95- und 69-facher Sonnenmasse. Das verbleibende Schwarze Loch bringt 156 Sonnenmassen auf die Waage und fällt damit eindeutig in die Klasse der mittelschweren Schwarzen Löcher (siehe SuW 11/2020, S. 38).

Es kann aber auch sein, dass eines der an der Entstehung von GW190521 beteiligten Schwarzen Löcher ein mittelschweres war. Nach einer Analyse von Forschern des Max-Planck-Instituts für Gravitationsphysik in Hannover lässt sich das Signal GW190521 auch mit der Verschmelzung von einem mittelschweren Schwarzen Loch und einem fünfmal leichteren stellaren Schwarzen Loch erklären. Falls dies zutrifft, wäre das Signal die erste Beobachtung eines mittelschweren Schwarzen Lochs als Partner in einer Verschmelzung. Ein weiterer Vorteil dieser Interpretation: Während die Entstehung eines Schwarzen Lochs mit 95-facher Sonnenmasse gemäß Analysen des LIGO-Virgo-Teams schwierig zu erklären ist und möglicherweise eine vorhergehende Verschmelzung kleinerer Löcher erfordert, ist ein 130-Sonnenmassen-Loch vereinbar mit dem gängigen Verständnis der Sternentwicklung.

Widersprüche zu Einsteins Theorie

Eine Beobachtung, die nicht mit der allgemeinen Relativitätstheorie vereinbar ist, hätte eine gewaltige wissenschaftliche Sprengkraft. Für viele stellt gerade das Auftreten der zentralen Krümmungssingularitäten im Herzen Schwarzer Löcher einen Widerspruch dar, denn auf der einen Seite müssen die Singularitäten unendlich klein sein, wie die Relativitätstheorie besagt, und auf der anderen Seite verbietet die fundamentale Unschärfe der Quantenphysik diese Punktförmigkeit. Was löst dieses schon lang schwelende Dilemma?

Die Krux: Singularitäten lassen sich nicht direkt beobachten. Das folgt aus mathematischen Sätzen, die in den 1960er Jahren von Roger Penrose und Stephen Hawking formuliert wurden: die Singularitätentheoreme. Sie besagen: Raumzeitsingularitäten sind immer hinter Ereignishorizonten versteckt und damit von außen unbeobachtbar. Eigenschaften dieser Horizonte und damit der Singularitäten können vielleicht mit Gravitationswellensignalen untersucht werden. Lassen Sie uns im Folgenden gleich betrachten, wie das möglich sein könnte.

Zunächst nennen wir noch einen weiteren Konflikt zwischen Relativitätstheorie und Quantentheorie: Er ergibt sich aus der noch nicht beobachteten, aber sehr wahrscheinlich existierenden Hawking-Strahlung Schwarzer Löcher und ist bekannt als Informationsparadox: Fällt Materie in ein Schwarzes Loch, dann verschwindet der Großteil ihrer Eigenschaften inklusive Informationen darüber auf Nimmerwiedersehen. Hawking-Strahlung ist thermisch, das heißt, sie trägt außer dem Energieinhalt keine Information. Sie verrät also nichts darüber, was ursprünglich in das Schwarze Loch gefallen ist. Dieses endgültige Vernichten von Information widerspricht der Quantenphysik.

Um diesen Widerspruch zu lösen, kann man die Eigenschaften (Randbedingungen) am Ereignishorizont verändern. Dazu wurde im Jahr 2012 ein Modell namens Feuerwand (englisch: firewall) vorgeschlagen, das seither kontrovers diskutiert wird. Die Vorgänge werden in der neuen Hypothese so erklärt: Hawking-Strahlung besteht aus quantenmechanisch verschränkten Teilchen positiver Energie, die das Schwarze Loch abstrahlt, und Teilchen negativer Energie, die in es hineinfallen. Im Feuerwandmodell verschwindet ihre Verschränkung, und das löst das Informationsparadox, erzeugt im Gegenzug aber eine Barriere aus hochenergetischen Photonen.

Die Photonensphäre

Im Rahmen der allgemeinen Relativitätstheorie lässt sich der Photonenorbit um Schwarze Löcher berechnen. In ihm werden Lichtteilchen auf instabilen Bahnen um das Loch eingefangen. Die aufwändige Computersimulation, die in ähnlicher Form im Sciencefiction-Film »Interstellar« verwendet wurde, zeigt, wo die Photonensphäre eines Schwarzen Lochs im Vergleich zum Ereignishorizont liegt: Es ist der dünne, kreisrunde Lichtring direkt am Loch.

Neben der hypothetischen Feuerwand sind in der Theorie auch andere Modifikationen des Ereignishorizonts denkbar. Was passiert zum Beispiel, wenn es gar keinen Ereignishorizont gibt oder dieser stark verändert ist? In der Theorie wurden nämlich Alternativen vorgeschlagen, welche ohne Horizont auskommen. Zu diesen exotischen, kompakten, aber noch hypothetischen Objekten gehören beispielsweise Bosonensterne (siehe SuW 8/2021, S. 25) und Gravasterne (siehe SuW 10/2004, S. 24). Sie ähneln Schwarzen Löchern, besitzen jedoch keine oder andere Ereignishorizonte. Noch sind die Astronomen mit ihren Methoden nicht nah genug dran, um die Modelle zu testen. Alle bisherigen Beobachtungen, insbesondere die Radiobilder von Messier 87 (siehe SuW 6/2019, S. 26) und Centaurus A, welche mit dem hochauflösenden Event Horizon Telescope gewonnen wurden, sind allerdings mit klassischen Schwarzen Löchern und Ereignishorizonten sehr gut vereinbar.

Echos vom Ereignishorizont

Falls sich die Horizonte jedoch von denen der Relativitätstheorie unterscheiden, könnten sich interessante Effekte in den Gravitationswellensignalen bei Verschmelzungen beobachten lassen. Beispielsweise könnten bei einer Verschmelzung die während des Ringdowns ausgesendeten Gravitationswellen am modifizierten Ereignishorizont reflektiert werden. Sie lassen sich dann möglicherweise als »Echo« des ursprünglichen Ringdown-Signals beobachten. Das ähnelt dem Echo, das Sie an einem glatten Berghang hören können, vor dem Sie einmal in die Hände klatschen. Der Schall wird einmal reflektiert.

Aber auch ein mehrfaches Echo ist möglich, analog dem Fall, wenn Sie zwischen zwei Berghängen stehen und der Schall mehrfach reflektiert wird. Bei einem kompakten Objekt spielt die Photonensphäre, die sich weiter außerhalb des Ereignishorizonts befindet, die Rolle des zweiten de. Frei fallende Objekte, die sie von außen überqueren, landen immer im Schwarzen Loch. Eine starke Rakete könnte jedoch aus dem Bereich zwischen Ereignishorizont und Photonensphäre der Gravitation des Schwarzen Lochs entkommen. Ein von innen auf die Photonensphäre zulaufendes Echo wird teilweise zurückgeworfen, entkommt jedoch teilweise auch in die Tiefen des Alls – und trifft eventuell unsere Detektoren. In einem kosmischen Pingpongspiel springt ein immer kleiner werdender Anteil der Wellen zwischen Ereignishorizont und der Photonensphäre hin und her. Es ergäbe sich demnach eine ganze Reihe von sukzessive schwächeren Echos des Ringdowns, jeweils um einige Zehntelsekunden verzögert (siehe »Echos der Raumzeit«).

In einer Veröffentlichung aus dem Jahr 2017 gab ein Forscherteam an, dass es genau diese Echos in öffentlichen Daten bei den drei ersten LIGO-Signalen aufgespürt hätte. Einer detaillierteren Untersuchung von einer Forschergruppe unseres Instituts hielt diese Behauptung allerdings nicht stand. Sicher ausschließen konnte auch das AEI-Team die Existenz der Echos nicht.

Künftige Beobachtungen mit noch empfindlicheren Detektoren werden spannender werden, weil wir den Schwarzen Löchern gewissermaßen immer nä-her auf die Pelle rücken und die Struktur des Ereignishorizonts und seiner Umgebung untersuchen können. Wir halten es für sehr unwahrscheinlich, dass es diese Echos gibt. Falls ein Nachweis dennoch gelingen sollte, wäre das ein bedeutender Durchbruch.

Echos der Raumzeit

Nach einigen theoretischen Modellen können bei den Verschmelzungen Schwarzer Löcher, wenn diese eine Feuerwand am Ereignishorizont haben, oder bei exotischen kompakten Objekten Echos des Ringdowns am Signalende auftreten. Hier erkennen wir sie als kleine »Signalpakete« rechts vom Ringdown. Die Existenz dieser Echos ist umstritten, aber der Nachweis wäre ein wichtiger Hinweis auf neue Physik in Form neuer exotischer Himmelskörper oder einer Erweiterung der allgemeinen Relativitätstheorie. Die messtechnische Schwierigkeit besteht darin, dass die Amplitude der Echos – wie hier gezeigt – sehr gering ist und die Echos kaum aus dem Rauschen hervortreten.

Neben vielen Beobachtungen Schwarzer Löcher und der spannenden Astrophysik, die sich damit untersuchen lässt, gibt es weitere Quellen, deren Gravitationswellen wir in den kommenden Jahren aufspüren könnten.

Galaktische Sternexplosionen

Sterne von mehr als rund acht Sonnenmassen kollabieren, wenn Gas- und Strahlungsdruck des Sternkerns der von außen drückenden Schwerkraft nicht mehr Paroli bieten können. Als Konsequenz implodiert der Sternkern, und seine Materie wird auf mehrfache Atomkerndichte komprimiert. Die bei der Kernimplosion massenhaft abgestrahlten Neutrinos und der auf den Kollaps folgende Abprall der Sternhülle am kompakten Kernrest endet in einer Supernova vom Typ II. So entsteht je nach Ausgangsmasse im Inneren in Sekundenbruchteilen ein Neutronenstern oder kurz danach bei größerer Restmasse ein Schwarzes Loch.

In der Regel können wir Supernovae teleskopisch nur nach der Explosion beobachten und verpassen so den Beginn des Schauspiels. Gravitationswellen könnten uns künftig den Zusammenbruch des Kerns noch vor der Ankunft des Lichts der Sternenexplosion anzeigen (siehe »Die noch nicht gemessene Supernova-Welle«), denn vom Implodieren im Inneren bis zur nach außen sichtbaren Supernova-Explosion kann es einige Stunden dauern. Mit dieser Vorwarnung könnten wir eine umfassende Multi-Messenger-Beobachtung einer Supernova durchführen und so den ersten Akt vollständig genießen (siehe SuW 7/2021, S. 30).

Zusätzlich können wir mit den Gravita - tionswellen hinter die Kulissen der Explosion blicken. Gemäß neueren Computersimulationen von Supernovae stammt

ein großer Teil der Gravitationswellen von Eigenschwingungen auf der Oberfläche und im Inneren des entstehenden Neutronensterns, die durch Turbulenzen in der herabstürzenden Sternhülle angeregt werden. Ein kompliziertes Wechselspiel von mehreren Akteuren macht Beobachtungen dieser Gravitationswellen besonders wertvoll. Mit ihnen lassen sich diejenigen identifizieren, welche die Hauptrollen spielen.

Auch wenn die Details von Supernovae unbekannt sind, wissen wir dennoch einiges über die zu erwartenden Signale. Ihre Dauer liegt im Bereich von etwa einer Sekunde und die am stärksten auftretenden Frequenzen zwischen einigen hundert und einigen tausend Hertz – dem oberen Ende des zugänglichen Messbereichs irdischer Gravitationswellendetektoren. Die insgesamt freigesetzte Energie entspricht dabei lediglich dem Energieäquivalent einer milliardstel bis hundertmillionstel Sonnenmasse – ein geradezu kleines Räuspern in der Raumzeit verglichen mit dem einige Sonnenmassen lauten Schrei von Verschmelzungssignalen wie im Fall von GW150914.

Die noch nicht gemessene Supernova-Welle

Die Wellenform eines Gravitationswellenausbruchs bei einer Supernova vom Typ II, einer Kernkollaps-Supernova, ist schon vor Jahren auf Computern berechnet worden. Hier zeigen wir den typischen zeitlichen Verlauf der Wellenamplitude. Nach einem auffallenden Peak klingt das Signal rasch ab. Die Gravitationswellen verlassen den Ort des Geschehens ungehindert mit Lichtgeschwindigkeit und können so bereits Stunden vor der eigentlichen Explosion des Sterns Astronominnen und Astronomen auf die unmittelbar bevorstehende Sichtbarkeit einer Supernova hinweisen.

Pulsare in unserer Galaxis

In der Astrophysik wird geschätzt, dass es in unserer Heimatgalaxie rund 100 Millionen Neutronensterne gibt. Tatsächlich bekannt aus elektromagnetischen Beobachtungen sind etwa 3000. Diese Himmelskarte in galaktischen Koordinaten zeigt, wie sich die als Pulsare beobachteten Neutronensterne verteilen und wie weit sie entfernt sind.

Erwartungsgemäß häufen sich die Sternleichen in der von links nach rechts verlaufenden galaktischen Ebene. Wo verstecken sich die vielen anderen Neutronensterne?

Damit lassen sich Supernova-Explosionen mit den derzeitigen Detektoren und geplanten Instrumenten der dritten Generation lediglich innerhalb unserer Galaxis nachweisen. Weil im Milchstraßensystem in 100 Jahren zwischen ein und drei Supernovae vom Typ II explodieren, liegt die Wahrscheinlichkeit, in einem Jahr Beobachtungszeit der Gravitationswellendetektoren ein solches Ereignis zu entdecken, bei einigen Prozent.

Das Singen der Neutronensterne

Verweilen wir noch einen Moment bei den Supernovae, insbesondere bei dem, was aus ihnen entsteht. In vielen Fällen ist das Ergebnis ein einzelner rotierender Neutronenstern. Dieser ist wie ein schnell rotierender gewaltiger Atomkern: eine Kugel, bestehend vor allem aus Neutronen, mit nur 20 Kilometer Durchmesser und mit typischerweise 1,5 Sonnenmassen.

Die wenigen Supernovae pro Jahrhundert sollten in unserer Galaxis grob geschätzt 100 Millionen Neutronensterne hervorgebracht haben. Elektromagnetische Beobachtungen gibt es von nur rund 3000 Neutronensternen (siehe »Pulsare in unserer Galaxis«). Wo versteckt sich der Großteil dieser gewaltigen Sternpopulation? Könnten wir sie mittels Gravitationswellen aufspüren?

Auf den ersten Blick würde man davon ausgehen, dass Neutronensterne auf Grund ihrer enormen Oberflächenschwerkraft – des 200-Milliarden-Fachen der irdischen Schwerkraft – absolut perfekt kugelsymmetrisch rund sein sollten. Wenn sie sich drehen, sind sie nicht kugel-, sondern rotationssymmetrisch. Gravitationswellen könnten sie dann – wie im Fall der perfekten Kugelform – nicht abstrahlen. Das ist eine fundamentale Konsequenz der allgemeinen Relativitätstheorie.

Dennoch gibt es verschiedene Hypothesen, nach denen ein schnell rotierender Neutronenstern dauerhaft oder vorübergehend eine kleine Unwucht aufweisen könnte (siehe »Verräterische Neutronensternbeule«). Im einfachsten Fall ist dies ein kleiner Hügel auf seiner Oberfläche, der wohl kaum viel höher als ein Zentimeter wäre. Entstehen könnte dieser durch Verspannungen in der Kruste oder durch die von einem Partnerstern einströmende Materie.

Ein solcher Neutronensternhügel vollführt mit der Rotation des Neutronensterns eine beschleunigte Bewegung und erzeugt damit Gravitationswellen beim Doppelten der Rotationsfrequenz. Je höher der Hügel ist, desto stärker ist die erzeugte Gravitationswelle. Sie ist im Vergleich zu einem Verschmelzungssignal stets sehr schwach, weil die beschleunigte Masse des Hügels millionenfach kleiner als die eines Neutronensterns ist. Ihre Rotationsfrequenzen können zwischen Bruchteilen eines Hertz, nämlich der langsamsten bekannten Neutronensterne, und bei zirka 1000 Hertz (einem Kilohertz) liegen. Letzteres ist das Limit, wenn der Neutronenstern an der Zerreißgrenze rotiert.

Das Signal wäre lang andauernd – beschränkt nur durch die Lebensdauer des Hügels – und wird daher als kontinuierliche Gravitationswelle bezeichnet. Die Frequenz wäre nahezu konstant und würde über lange Zeiträume nur leicht abnehmen, weil der Neutronenstern Rotationsenergie verliert. Den Eurovision Song Contest gewinnt dieses Dauersummen vielleicht nicht, aber sicher viele wissenschaftliche Preise!

Der Nachweis der Gravitationswellen wäre ein Kinderspiel, wenn der Detektor relativ zum Neutronenstern ruhend im Weltraum schweben würde (siehe SuW 4/2020, S. 26). Leider ist das Signal für unsere irdischen Detektoren durch die Erdrotation und Erdbahnbewegung moduliert, was die Sache verkompliziert. Die empfindlichste Suche nach dieser Art von Gravitationswellen wird im Rahmen des weltweit verteilten Rechenprojekts Einstein@Home (siehe SuW 4/2014, S. 46, und SuW 5/2014, S. 50) durchgeführt. Noch hat niemand kontinuierliche Gravitationswellen gefunden, aber die Ergebnisse erlauben bereits jetzt erste Aussagen über die galaktische Neutronensternpopulation.

Es ist außerdem möglich, nach Gravitationswellen bekannter Neutronensterne zu suchen. Von den 3000 bekannten Neutronensternen strahlen etwa 500 Gravitationswellen im Messband der irdischen Gravitationswellendetektoren ab. Die Gravitationswellen der übrigen 2500 Stück liegen unterhalb des Messbands, weil sie zu langsam rotieren. Die Hügel der Neutronensterne mit Gravitationswellenabstrahlung im aktuell zugänglichen Frequenzband sind nicht ausreichend groß, um mit heutigen Methoden nachweisbare Wellen zu erzeugen. Aber dennoch können wir etwas über sie erfahren: Die der Erde am nächsten befindlichen Neutronensterne weichen nur um maximal Bruchteile eines Millimeters von der perfekten Kugelform ab – andernfalls hätten wir ihre kontinuierlichen Gravitationswellen schon beobachtet.

Mittels Gravitationswellen ließe sich nicht nur eventuell Licht in das Dunkel der größtenteils verborgenen Neutronensternpopulation bringen. Gleichzeitig bieten diese Beobachtungen einzigartige Einblicke in den noch unbekannten inneren Aufbau der Neutronensterne, denn die Eigenschaften der abgestrahlten Gravitationswellen sind eng mit der Kernphysik verknüpft, welche die Struktur dieser kompakten Objekte bestimmt (siehe SuW 10/2019, S. 26).

Hypermassereiche Neutronensterne

Dass nicht nur einzelne Neutronensterne, sondern auch verschmelzende Paare von ihnen Gravitationswellen abstrahlen, ist spätestens seit dem Ereignis GW170817 bekannt (siehe SuW 12/2017, S. 24). Nicht nur mit Gravitationswellen, sondern quer durch das gesamte elektromagnetische Spektrum wurde dieses bislang einmalige, astronomische Phänomen untersucht. Doch eine Frage, die sich im Prinzip anhand der Gravitationswellen beantworten lässt, konnte bei dieser Premiere nicht eindeutig geklärt werden: Welches kompakte Objekt entstand direkt nach der Verschmelzung, und was waren seine Eigenschaften?

Wenn zwei normale Neutronensterne verschmelzen, bildet sich ein Schwarzes Loch – mit einem spannenden Zwischenschritt. Numerische Simulationen solcher Kollisionen enthüllen nämlich, dass kurzfristig ein hypermassereicher Neutronenstern entsteht (siehe »Todgeweihtes Neutronensternpaar«). Er besitzt so viel Masse, dass er ohne extrem schnelle Eigendrehung gleich zum Schwarzen Loch zusammenfallen würde. Aber wenn er rasch rotiert, schützt ihn die enorme Zentrifugalkraft für einige Sekunden bis Minuten vor dem Kollaps. Nachdem er durch die Abstrahlung von Gravitationswellen genug Rotationsenergie verloren hat, kollabiert er schließlich doch zu einem Schwarzen Loch. Wie sich dieser Prozess abspielt und wie lange er dauert, verraten uns die Gravitationswellen.

Zudem sind die Raumzeitwellen von einem hypermassereichen Neutronenstern ein Werkzeug, um Materie unter Extrembedingungen zu untersuchen, die sich in irdischen Laboren nicht herstellen lassen: Wegen des gewaltigen Drucks sind die kompakten Sternüberreste um einiges dichter als Atomkerne. Wie sich die neutronenreiche Materie unter diesen Bedingungen verhält, ist unbekannt. Die Gravitationswellenastronomie kann hier Einblicke in die Kernphysik bieten.

Mit wie viel Materie lässt sich ein Neutronenstern beladen, bevor er zum Schwarzen Loch zusammenfällt? Derzeit entzieht sich diese Maximalmasse von Neutronensternen unserer Kenntnis, weil sie von der unbekannten Zustandsgleichung – dem Zusammenhang zwischen Druck und Dichte – der Neutronensternmaterie abhängt. Astronomen finden jedenfalls Maximalmassen von etwa 2,1 Sonnenmassen. Beobachtungen der Gravitationswellen von rotierenden Neutronensternen, der Verschmelzung von Paaren oder von hypermassereichen Neutronensternen helfen uns, die Vielzahl der denkbaren Zustandsgleichungen einzugrenzen (siehe SuW 7/2021, S. 30).

Kosmisches Regenprasseln

Neben individuellen starken Gravitationswellen naher verschmelzender kompakter Objekte, bietet auch das Hintergrundsignal vieler weit entfernter, schwacher und nicht einzeln aufgelöster Ereignisse ein lohnendes Ziel. Im sichtbaren Universum verschmelzen viermal pro Minute zwei Neutronensterne und alle drei Minuten zwei Schwarze Löcher miteinander. Die allermeisten Signale sind zu schwach für einen individuellen Nachweis, aber in ihrem gemeinschaftlichen Konzert summieren sie sich zum stochastischen Gravitationswellenhintergrund. Das ist wie bei einem Regenschauer, bei dem wir einzelne, dicke Tropfen auf der Fensterscheibe separat hören können und der Rest aller anderen Tropfen zu einem rauschartigen, gemeinschaftlichen Prasseln wird.

Verräterische Neutronensternbeule

Neutronensterne könnten ein schwaches, kontinuierliches Gravitationswellensignal abgeben. Das geschieht, wenn die Sternüberreste nicht rotationssymmetrisch sind, sondern eine Beule (weißer Pfeil) aufweisen. Vielleicht finden Astronominnen und Astronomen so Teile der elektromagnetisch unsichtbaren Population mit einigen hundert Millionen Neutronensternen. Zudem lassen sich mit Gravitationswellen der noch unbekannte innere Aufbau von Neutronen sternen und das Verhalten von Materie unter Extrembedingungen untersuchen. In der Illustration links wurde die Beule stark überhöht dargestellt. Sie ragt vermutlich n ur wenige Zentimeter aus der Oberfläche des kompakten Sternrelikts, das einen typischen Durchmesser von 20 Kilom etern hat.

Todgeweihtes Neutronensternpaar

Diese Bildfolge zeigt Momentaufnahmen einer numerisch-relativistischen Simulation der Kollision zweier Neutronensterne, die das Signal GW170817 erzeugte. Die Farben stellen von Gelb nach Rot ansteigende Materiedichten dar. Zuerst entsteht ein hypermassereicher Neutronenstern (Bild 2 und 3), der vorübergehend durch seine schnelle Eigendrehung gegen die Schwerkraft stabilisiert wird. Nachdem die Gravitationswellen die Rotationsenergie abgestrahlt haben, entsteht ein Schwarzes Loch (Bild 4).

Weil das gesuchte Signal sehr schwach ist und von vielen weit entfernten Quellen stammt, ist sein Nachweis eine große Herausforderung. Es würde sich als Rauschen aus allen Himmelsrichtungen in den Messdaten bemerkbar machen und erfordert deswegen völlig andere Nachweisverfahren. Der Hintergrund ist im Durchschnitt aus allen Himmelsrichtungen identisch, weil er aus großen kosmologischen Entfernungen kommt, auf denen die Quellen gleichmäßig verteilt sind. Einem einzelnen Detektor erscheint solch ein Rauschen rein zufällig. Vergleicht man aber Daten mehrerer Detektoren, ist dieses Rauschen nicht mehr unabhängig, denn dieser Hintergrund hat einen gemeinsamen kosmischen Ursprung. Daher suchen Forschende mit den entsprechenden Algorithmen nach einem Rauschen, das sich konsistent in den Messdaten mehrerer Detektoren zeigt.

Der Gravitationswellenhintergrund enthält Informationen über seine Quellen und deren Eigenschaften. Zu welchen kosmischen Zeiten wie viele Verschmelzungen stattfanden und welche Objekte welcher Massen miteinander kollidierten, beeinflusst das Spektrum, also die Verteilung der Gravitationswellenenergie in Abhängigkeit von der Frequenz. Das Spektrum erzählt demnach die Geschichte der Entwicklung von Sternen und Schwarzen Löchern.

Der Nachweis des Gravitationswellenhintergrunds ist weniger eine Frage des Ob, denn wir wissen, dass es diese Quellen gibt; es ist vielmehr eine Frage des Wann. Bislang haben Forscherteams in Suchkampagnen keinerlei Hinweise auf dieses Signal gefunden, können aber Obergrenzen für die in ihm enthaltene Gravitationswellenenergie setzen. Dieser Umstand entspricht den Erwartungen: Auch mit der gesteigerten Empfindlichkeit der Instrumente im dritten gemeinsamen Beobachtungslauf (O3) war ein sicherer Nachweis nicht zu erwarten. Spannender könnte es bei der Auswertung von Messdaten des vierten Laufs (O4, geplant ab frühestens Mitte 2022) oder fünften Beobachtungslaufs (O5, geplant ab 2025) von LIGO, Virgo und KAGRA werden.

Spur des Urknalls

Der hier gezeigte Mikrowellenhintergrund am ganzen Himmel stellt eine Art Kinderfoto unseres Universums dar, als es 380 000 Jahre alt war. Die Farben geben winzige Temperaturabweichungen von 2,7 Kelvin an: Blau sind Bereiche des Himmels, die 10 –5 Kelvin kälter sind; hingegen zeigt Rot 10 Kelvin wärmere Areale; Gelb und Grün stehen für Zwischenwerte. Vor dieser Zeit war der Kosmos opak für elektromagnetische Wellen; wir können uns also kein Bild vom noch jüngeren Universum machen. Mit Gravitationswellen könnten wir Signale aus den ersten Sekundenbruchteilen nach dem Urknall empfangen. Sie geben uns Einblicke in allerfrüheste Epochen.

Im Gegensatz zu Signalen von diesen alltäglichen Objekten ist die Frühzeit des Universums weitgehend unbekannt. Es ist aber klar, dass Prozesse aus dieser Zeit Spuren im Gravitationswellenhintergrund hinterlassen. Zwei Beispiele für diese fundamentalen und unbekannten Vorgänge sind kosmische Strings (siehe SuW 7/2021, S. 30) oder der Nachhall einer möglichen kosmischen Inflationsphase (siehe SuW 5/2014, S. 30). Wir wissen nicht, ob der Gravitationswellenhintergrund aus dem frühen Universum stark genug für einen Nachweis ist. Aber die Suche nach ihm bietet großes Entdeckungspotenzial.

Der Nachhall der Inflation

Die berühmte Himmelskarte des kosmischen Mikrowellenhintergrunds stellt eine Art Kinderfoto des Universums 380 000 Jahre nach dem Urknall dar (siehe »Spur des Urknalls«). Es liefert uns ein hervorragendes Verständnis von den Geschehnissen ab der ersten Minute (siehe SuW 8/2007, S. 38). Leider wissen wir nicht, was davor in den ersten Sekundenbruchteilen des Universums passierte. Mit Gravitationswellen könnten wir den Nachhall vom ersten Schrei des Babyuniversums direkt nach seiner Geburt hören. Es gibt viele möglichen Ursachen für diesen Schrei: von großen Massenbewegungen bis hin zu Quanteneffekten im frühen Universum direkt nach dem Urknall.

Die hypothetische, aber nach gängiger Lehrmeinung akzeptierte Inflationsphase ist eine Zeit extremer Ausdehnung mit derzeit vielen denkbaren Ursachen. Diese begann typischerweise 10 –35 Sekunden und endete 10 Sekunden nach dem Urknall (siehe SuW 5/2014, S. 30). Nach diesen Modellen streckte sie den Raum um einen Faktor von 10 . Eine Atom erhält dabei schlagartig die Ausdehnung von einem Lichtjahr. Diese Inflation würde alle Unregelmäßigkeiten bis auf quantenphysikalisch bedingte Schwankungen der Energiedichte im frühen Universum »glattbügeln«. Schwingungen um den Quantengrundzustand werden dominant und in noch heute messbare Gravitationswellen umgewandelt.

Eigenschaften der Inflation stecken im Spektrum des entstehenden Hintergrundrauschens. Je nach gemessenem Rauschsignal lassen sich bestimmte Modelle der Inflation ausschließen. Bei einem sicheren Nachweis hätten wir einen »direkten Draht« in die allerersten Augenblicke des Universums und könnten hinter den für elektromagnetische Wellen vollkommen undurchlässigen Plasmavorhang blicken, der sich erst in der Rekombinationsära lichtete und der den heute beobachtbaren Mikrowellenhintergrund hinterließ. Nach gängigen Inflations modellen gehen wir nicht davon aus, dieses Signal bald zu sehen. Seine Energiedichte ist mindestens eine Million Mal geringer als die Nachweisschwelle derzeitiger Instrumente. Vermutlich dauert es noch viele Jahrzehnte, bis wir auf ein Signal hoffen dürfen.

Spannende Zukunft

Was auch immer uns die nächsten Jahre an Gravitationswellen bringen werden, vor uns liegen spannende Zeiten – nicht nur wegen der Signale, die wir bereits identifiziert haben und nun routinemäßig erwarten können, sondern auch deswegen, weil einige der hier vorgestellten, hoffentlich künftig nachweisbaren Signale das Potenzial haben, große Umbrüche in der Physik einzuläuten.

Die Erfahrung mit der Radio- und Röntgenastronomie lehrt uns, dass mit neuen Beobachtungsfenstern das Unbekannte und Unerwartete entdeckt wird. Es wäre also noch aufregender, wenn das nächste Durchbruchsignal, welches das beständig wachsende Detektornetzwerk auffängt, keines der hier vorgestellten wäre, sondern ein vollkommen anderes. Wir wünschen uns ein Signal, bei dem sich die Leute in den Forschungsteams zuerst einmal nachdenklich zurücklehnen müssen, um zu verstehen, was ihnen dort gerade ins Netz gegangen ist.

BRUCE ALLEN promovierte im Jahr 1983 bei Stephen Hawking an der University of Cambridge und ist Direktor am Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik (AEI) in Hannover. Er erforscht die Analyse von Gravitationswellen, den stochastischen Gravitationswellenhintergrund und die kosmische Inflation.

BENJAMIN KNISPEL promovierte an der Leibniz Universität Hannover und am AEI. Nach der Erforschung von Pulsaren und Neutronensternen, ist er nun für die Öffentlichkeitsarbeit des AEI verantwortlich.

Literaturhinweise

Abbott, E. et al.: Upper limits on the isotropic gravitational-wave background from Advanced LIGO and Advanced Virgo’s third observing run. Physical Review D 104, 2021

Abdikamalov, E. et al.: Gravitational waves from core-collapse supernovae.

Eingereicht als Kapitel für das »Handbook of Gravitational Wave Astronomy«. arXiv:2010.04356

Capano, C. D. et al.: Observation of a multimode quasi-normal spectrum from a perturbed black hole. arXiv:2105.05238

Müller, A.: 10 Dinge, die Sie über Gravitationswellen wissen wollen: Von schwächsten Signalen und stärksten Ereignissen. Springer, Heidelberg, 2017 Westerweck, J. et al.: Low significance of evidence for black hole echoes in gravitational wave data. Physical Review D 97, 2018

Dieser Artikel und Weblinks: www.sterne-und-weltraum.de/ artikel/1913350

Didaktische Materialien: www.wissenschaft-schulen.de/ artikel/1377457