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KURZBERICHTE: Neues von LIGO und Virgo: Wieder eine Verschmelzung weier Neutronensterne?


Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 3/2020 vom 14.02.2020

Kaum hatte der dritte Beobachtungslauf des Netzwerks der vier Gravitationswellen-Detektoren begonnen, registrierten sie ein neuerliches Verschmelzungsereignis zweier Neutronensterne – mit erstaunlichen Ergebnissen.


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Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 3/2020

Numerisch-relativistische Simulation: T. Dietrich (Nikhef), W. Tichy (Florida Atlantic University) und die CoRe-collaboration; Wissenschaftliche Visualisierung: T. Dietrich (Nikhef), S. Ossokine, A. Buonanno (Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik)


Die numerische Simulation zeigt Gravitationswellen, die im Verlauf der Verschmelzung zweier Neutronensterne abgestrahlt und als GW 190425 ...

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... empfangen wurden.

LIGO- und Virgo-Forscher veröffentlichten endlich das lange erwartete erste Signal aus dem dritten Beobachtungslauf ihrer Gravitationswellen-Detektoren. Höchstwahrscheinlich haben sie zum zweiten Mal die Verschmelzung zweier Neutronensterne anhand von Gravitationswellen beobachtet. Dieses Ereignis kommt nicht nur aus viel größerer Entfernung als dasjenige vom 17. August 2017, die Gesamtmasse des Systems ist außerdem unerwartet hoch. Da allein LIGO und Virgo das Ereignis beobachteten, lässt sich auch ein anderer Ursprung der Gravitationswelle nicht ausschließen.

Seit 1. April 2019 lauscht das Netzwerk der vier Gravitationswellen-Detektoren LIGO in Hanford und Livingston, USA, Virgo bei Pisa, Italien, und GEO600 bei Hannover im dritten Beobachtungslauf O3 wieder gemeinsam ins All. Mehr als 40 Signalkandidaten haben sie bereits identifiziert. Alle sind in Echtzeit mit Himmelskarten und Informationen zu ihren vermutlichen Quellen frei im Internet verfügbar. Der Weg vom Signalkandidaten zum bestätigten Signal ist lang und (rechen)aufwändig. So vergehen wie in den vergangenen Beobachtungsläufen durchaus Monate, bis sicher feststeht, ob ein Kandidat echt ist oder nicht. Für den vierten Kandidaten aus dem dritten Beobachtungslauf, empfangen und identifiziert am 25. April 2019, ist es nun so weit: Aus Kandidat S190425z wird Signal GW 190425! Aufwändige Folgeuntersuchungen haben seinen astrophysikalischen Ursprung bestätigt.

Der vierte Signalkandidat des dritten Beobachtungslaufs

Es ist der 25. April 2019 um 8:18 Uhr Weltzeit: Der LIGO-Livingston- und der Virgo- Detektor lauschen ins All, das LIGO-Instrument in Hanford ist vorübergehend nicht im Messbetrieb. Eine automatische Echtzeit-Analyse identifiziert ein starkes Signal in den LIGO-Livingston-Daten und hält es mit großer Sicherheit für die Verschmelzung zweier Neutronensterne in einer Entfernung von rund 520 Millionen Lichtjahren – viermal so weit weg wie GW 170817, die erste Gravitationswelle von einer Neutronensternverschmelzung im August 2017. Dieselbe automatische Analyse findet in den Daten des weniger empfindlichen Virgo-Detektor nichts. Weil das Ereignis nur in Daten eines Detektors deutlich auftaucht, wird nicht automatisch und unmittelbar ein Beobachtungshinweis über das »Gamma-ray Coordinates Network« (GCN) abgesetzt. Erst eine manuelle Folgeanalyse identifiziert das Ereignis dann auch als schwaches Signal in den Virgo-Daten, so dass 43 Minuten später eine »GCN Notice« zum vierten Signalkandidat innerhalb O3 versendet wird.

Numerische Simulation des Ereignisses GW 190425: suw.link/2003-n- Stern-Merger

Die Echtzeitsuche ergab, dass ein solches Signal im Detektorrauschen rein zufällig nur einmal in rund 69 000 Jahren entsteht. Nach weiteren Analysen konnten die Forscher sicher sein, die Daten einer echten Gravitationswelle vor sich zu haben. Aber gibt es auch weitere Beobachtungen, welche die vermutete Neutronensternverschmelzung wie bei GW 170817 bestätigen?

Ungenaue himmlische Schatzkarte

Für erfolgreiche Beobachtungen eines Gegenstücks im elektromagnetischen Bereich oder anhand von Elementarteilchen ist vor allem eine genaue Himmelskarte erforderlich – um die ist es bei GW 190425 leider schlecht bestellt (siehe Grafik unten). Da das Signal im Wesentlichen anhand von Daten nur eines Instruments identifiziert wurde, ließ sich die Himmelsposition lediglich auf etwa ein Fünftel des Himmels einschränken. Im August 2017 waren es hingegen angenehme 0,07 Prozent des Himmels. Dennoch versuchten andere Observatorien bis heute fast 120 Nachbeobachtungen, aber nicht eine hat ein überzeugendes Gegenstück identifiziert. Der Grund dafür liegt wohl in der großen Entfernung zur Quelle und der unsicheren Himmelsposition.

In den Monaten nach dem Ereignis liefen Folgebeobachtungen und währenddessen überprüften LIGO- und Virgo-Forscher, darunter auch einige vom Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik in Hannover und Potsdam, das Signal auf Herz und Nieren. Ihre Ergebnisse haben sie Anfang Januar 2020 auf dem 235. Treffen der American Astronomical Society vorgestellt und bei der Fachzeitschrift »The Astrophysical Journal« zur Veröffentlichung eingereicht.

Ein fernes und überraschend schweres Doppelsystem

Der Analyse der LIGO-Livingston- und Virgo- Daten zufolge kam das Signal aus einer Entfernung von etwa 290 bis 740 Millionen Lichtjahren. Seine Quelle ist damit zwei- bis sechsmal so weit entfernt wie die von GW 170817. Die Masse der einzelnen verschmelzenden Objekte sind mit denen bekannter Neutronensterne vergleichbar: Die Komponentenmassen liegen zwischen 1,45 und 1,88 Sonnenmassen (Unsicherheit jeweils rund 15 Prozent). Die Gesamtmasse des Systems liegt im Bereich von 3,3 bis 3,7 Sonnenmassen (Unsicherheit rund 10 Prozent). Das ist im Vergleich mit der bekannten galaktischen Population von Doppelneutronenstern-Systemen erstaunlich viel, denn deren Gesamtmassen verteilen sich eng um einen Mittelwert von 2,9 Sonnenmassen (siehe Grafik S. 20).

Was bedeutet diese erstaunlich hohe Gesamtmasse des Systems? Sie könnte der erste Beobachtungshinweis auf eine bisher nur theoretisch postulierte abweichende Population von Doppelneutronensternen sein. Diese entstünden in extrem engen Umlaufbahnen mit Perioden von weniger als einer Stunde. Sie wären nach kosmischen Maßstäben sehr kurzlebig und auf Grund der hohen Bahngeschwindigkeit und des daraus resultierenden stark variierenden Dopplereffekts für radioastronomische Suchen praktisch unmöglich aufzuspüren. Die hohe Masse könnte nach anderen Modellen auch ein Hinweis auf eine metallarme Umgebung sein, in der das System entstand.

Wie entstand das ursprüngliche System von GW 190425?

Alternativ kann sich das System auch durch eine enge Sternbegegnung mit Partnertausch gebildet haben. Diese sind besonders in Umgebungen hoher Stern- eutronenstern umkreist; es bildet sich ein Doppelneutronensternsystem, das den dritten Stern in die Tiefen des Alls schleudert. Eine weitere, eher unwahrscheinliche Erklärung ist eine Gravitationslinse, durch welche die Gravitationswellen eines weit entfernten Systems mit geringerer Masse verzerrt wurden und so eine scheinbar hohe Masse dichte wie beispielsweise Kugelhaufen möglich. Ein Neutronenstern tauscht den Platz mit einem normalen Stern, der einen Neutronenstern umkreist; es bildet sich ein Doppelneutronensternsystem, das den dritten Stern in die Tiefen des Alls schleudert. Eine weitere, eher unwahrscheinliche Erklärung ist eine Gravitationslinse, durch welche die Gravitationswellen eines weit entfernten Systems mit geringerer Masse verzerrt wurden und so eine scheinbar hohe Masse aufweisen.

Irgendwo aus dem farbigen Bereich dieser Himmelskarte, der immerhin rund ein Fünftel des Himmels bedeckt, kamen die Gravitationswellen des Ereignisses GW 190425. Seine Form ist im Wesentlichen von der Richtungsempfindlichkeit des LIGO-Livingston-Detektors bestimmt. Die dicke schwarze und die dünne blaue Linie fassen die Regionen ein, aus denen das Signal nach Analyse mit zwei verschiedenen Algorithmen mit jeweils 90-prozentiger Wahrscheinlichkeit kam.

Das Doppelsystem, das GW 190425 produzierte, ist im Vergleich zu bekannten Doppelneutronensternen überraschend massereich. Die schwarze Kurve gibt die geschätzte Wahrscheinlichkeitsverteilung der Gesamtmassen bekannter galaktischer Doppelneutronensterne an. Die orange Kurve zeigt die Verteilung der aus GW 190425 ermittelten Gesamtmasse für den Fall, dass die Eigendrehung vergleichbar mit derjenigen der bekannten Neutronensterne ist. Bei der roten Kurve sind auch schnellere Eigendrehungen erlaubt.

Schon beim ersten Blick auf die Veröffentlichung fällt die vorsichtige Formulierung des Titels auf. Dort ist die Rede von einer »Verschmelzung kompakter Objekte«, nicht etwa von Neutronensternen, die als höchstwahrscheinliche Erklärung erst in der Einleitung genannt werden. Der Grund für diese Spitzfindigkeit ist klar: Allein anhand der Gravitationswellen lässt sich bei diesem Signal nicht auf die Existenz von Materie – und damit auf Neutronensterne – schließen. Die Forscher sind weder in der Lage die Fingerabdrücke von Gezeiteneffekten im Signal sicher nachzuweisen noch auszuräumen. Damit kann eines oder könnten sogar beide Objekte niemals zuvor beobachtete leichte Schwarze Löcher gewesen sein. Spannend wäre das, weil deren Massen dann in die diskutierte Massenlücke zwischen schweren Neutronensternen und den leichtesten Schwarzen Löchern fielen und somit Hinweise auf neue Entstehungsmechanismen geben mögen.

Als letzte Möglichkeit, die aber sicher als eher exotisch bewertet werden muss – und in der Veröffentlichung auch so vorgestellt wird –, ist ein primordialer Ursprung der Schwarzen Löcher zu nennen: eine Entstehung im frühen Universum kurz nach dem Urknall. Dichteschwankungen führten womöglich zu Regionen, die soviel Masse und Energie enthielten, dass sie spontan zu Schwarzen Löchern kollabierten.

Direkt zum Schwarzen Loch

Trotz dieser Unsicherheiten über den genauen Ursprung des Signals lässt sich eines jedoch sicher sagen: Als Resultat der Verschmelzung der beiden Neutronensterne entstand unmittelbar ein Schwarzes Loch. Auf Grund der hohen Gesamtmasse ist es nicht möglich, dass wie bei GW 170817 aus der Verschmelzung vorübergehend ein extrem massereicher Neutronenstern hervorging, der erst verzögert zu einem Schwarzen Loch zusammenstürzte.

Als weiteres Ergebnis lässt sich durch GW 190425 d ie R ate, m it d er D oppelneutronensterne im Universum verschmelzen, genauer bestimmen. Falls GW 190425 von einem solchen System abgestrahlt wurde, dann ereignen sich derartige Zusammenstöße zwischen 250 und 2810 Mal pro Jahr in einem Kubikgigaparsec, also einem Universumswürfel mit einer Kantenlänge von rund 3,3 Milliarden Lichtjahren.

GW 190425 war gerade einmal der erste von den nach heutigem Stand rund 50 Signalkandidaten seit April 2019. Innerhalb der nächsten Monate sind also weitere Veröffentlichungen zu erwarten, sobald die Untersuchungen von noch mehr Kandidaten abgeschlossen sind und sich diese sicher als astrophysikalische Quellen identifizieren ließen. Noch bis Ende April 2020 wird O3, der dritte Beobachtungslauf, andauern, so dass es am Ende vermutlich rund 60 Kandidaten sein werden. Die Beobachtungspause für weitere Verbesserungen – »Upgrades« – der Detektoren bis zum vierten Beobachtungslauf O4, der Ende 2021 beginnen soll, verspricht alles andere als langweilig zu werden.

BENJAMIN KNISPEL promovierte an der Leibniz
Universität Hannover und am Max- Planck-Institut für Gravitationsphysik unter anderem mit der Suche nach Radiopulsaren mit Einstein@Home. Inzwischen ist er für die Öffentlichkeitsarbeit des Instituts verantwortlich.

Literaturhinweise

Abbott B. P. et al.: GW 190425: Observation of a compact binary coalescence with total mass ~3.4 MA. Astrophysical Journal, 2020, eingereicht LIGO Scientific Colloboration:

GW 190425: Der schwerste je gefundene Doppelneutronenstern? www.ligo.org/science/Publication-GW190425/translations/science-summary-german.pdf Pössel, M.: Erster Nachweis: Verschmelzende Neutronensterne. Sterne und Weltraum 12/2017, S. 24 – 33

Stets aktuelle Liste aller Signalkandidaten des dritten Beobachtungslaufs: gracedb.ligo.org/superevents/public/O3/

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


Numerisch-relativistische Simulation: T. Dietrich (Nikhef), W. Tichy (Florida Atlantic University) und die CoRe-collaboration; Wissenschaftliche Visualisierung: T. Dietrich (Nikhef), S. Ossokine, A. Buonanno (Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik)

Abbott B. P. et al.: GW 190425: Observation of a compact binary coalescence with total mass ~3.4 MA. Astrophysical Journal, 2020, eingereicht, fig. 2 / SuW-Grafik