LIGO – Wikipedia

Posted on by

Gravitationswellendetektor

Für den lettischen Feiertag Līgo siehe Jāņi.

Das Laserinterferometer-Gravitationswellenobservatorium ((LIGO) ist ein groß angelegtes physikalisches Experiment und Observatorium zur Detektion kosmischer Gravitationswellen und zur Entwicklung von Gravitationswellenbeobachtungen als astronomisches Werkzeug.[1] In den USA wurden zwei große Observatorien gebaut, um Gravitationswellen mittels Laserinterferometrie zu erfassen. Diese Observatorien verwenden Spiegel, die vier Kilometer voneinander entfernt sind und eine Änderung von weniger als einem Zehntausendstel des Ladungsdurchmessers eines Protons erfassen können.[2]

Die ersten LIGO-Observatorien wurden von der National Science Foundation (NSF) finanziert und von Caltech und MIT konzipiert, gebaut und betrieben.[3][4] Sie sammelten Daten von 2002 bis 2010, aber es wurden keine Gravitationswellen festgestellt.

Das Advanced LIGO-Projekt zur Verbesserung der ursprünglichen LIGO-Detektoren begann 2008 und wird weiterhin von der NSF mit wichtigen Beiträgen des britischen Rates für Wissenschafts- und Technologieeinrichtungen, der Max-Planck-Gesellschaft Deutschlands und des Australian Research Council unterstützt.[5][6] Die verbesserten Detektoren wurden 2015 in Betrieb genommen. Die Detektion von Gravitationswellen wurde 2016 von der LIGO Scientific Collaboration (LSC) und der Virgo Collaboration unter internationaler Beteiligung von Wissenschaftlern mehrerer Universitäten und Forschungseinrichtungen gemeldet. Die an dem Projekt beteiligten Wissenschaftler und die Analyse der Daten für die Gravitationswellenastronomie werden vom LSC organisiert, dem mehr als 1000 Wissenschaftler weltweit angehören.[7][8][9] sowie 440.000 aktive Einstein @ Home-Benutzer ab Dezember 2016[update].[10]

LIGO ist das größte und ehrgeizigste Projekt, das jemals von der NSF finanziert wurde.[11][12]

Im Jahr 2017 wurde Rainer Weiss, Kip Thorne und Barry C. Barish der Nobelpreis für Physik für “entscheidende Beiträge zum LIGO-Detektor und die Beobachtung von Gravitationswellen” verliehen.[13]

Beobachtungen werden in “Läufen” gemacht. Stand Dezember 2019[update], LIGO hat 3 Läufe durchgeführt und 50 Gravitationswellen detektiert. Wartung und Aufrüstung der Detektoren werden zwischen den Läufen durchgeführt. Der erste Lauf, O1, der vom 12. September 2015 bis zum 19. Januar 2016 lief, führte die ersten drei Erkennungen durch, allesamt Fusionen von Schwarzen Löchern. Der zweite Lauf, O2, der vom 30. November 2016 bis zum 25. August 2017 lief, führte zu 8 Erkennungen, 7 Fusionen von Schwarzen Löchern und der ersten Neutronensternfusion.[14] Der dritte Lauf, O3, begann am 1. April 2019; Es ist (bisher) in O3a vom 1. April bis 30. September 2019 und O3b vom 1. November 2019 unterteilt[15] bis es im März 2020 wegen COVID-19 ausgesetzt wurde.[16]

Geschichte[edit]

Hintergrund[edit]

Luftaufnahme der LIGO-Anlage in Livingston.

Das LIGO-Konzept basiert auf frühen Arbeiten vieler Wissenschaftler, um eine Komponente von Albert Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie, die Existenz von Gravitationswellen, zu testen. Ab den 1960er Jahren entwickelten amerikanische Wissenschaftler wie Joseph Weber sowie die sowjetischen Wissenschaftler Mikhail Gertsenshtein und Vladislav Pustovoit grundlegende Ideen und Prototypen der Laserinterferometrie.[17][18] 1967 veröffentlichte Rainer Weiss vom MIT eine Analyse des Einsatzes von Interferometern und leitete den Bau eines Prototyps mit militärischer Finanzierung ein, der jedoch vor seiner Inbetriebnahme eingestellt wurde.[19] Ab 1968 initiierte Kip Thorne theoretische Bemühungen um Gravitationswellen und ihre Quellen bei Caltech und war überzeugt, dass die Detektion von Gravitationswellen letztendlich erfolgreich sein würde.[17]

Prototyp interferometrische Gravitationswellendetektoren (Interferometer) wurden Ende der 1960er Jahre von Robert L. Forward und Kollegen der Hughes Research Laboratories (mit Spiegeln auf einer vibrationsisolierten Platte anstatt frei schwingend) und in den 1970er Jahren (mit frei schwingenden Spiegeln dazwischen) gebaut welches Licht viele Male reflektiert wurde) von Weiss am MIT, dann von Heinz Billing und Kollegen in Garching Deutschland und dann von Ronald Drever, James Hough und Kollegen in Glasgow, Schottland.[20]

1980 finanzierte die NSF die Untersuchung eines großen Interferometers unter der Leitung des MIT (Paul Linsay, Peter Saulson, Rainer Weiss), und im folgenden Jahr konstruierte Caltech einen 40-Meter-Prototyp (Ronald Drever und Stan Whitcomb). In der MIT-Studie wurde die Machbarkeit von Interferometern im Maßstab von 1 km mit ausreichender Empfindlichkeit nachgewiesen.[17][21]

Unter dem Druck der NSF wurden MIT und Caltech gebeten, sich zusammenzuschließen, um ein LIGO-Projekt zu leiten, das auf der MIT-Studie und experimentellen Arbeiten bei Caltech, MIT, Glasgow und Garching basiert. Drever, Thorne und Weiss bildeten einen LIGO-Lenkungsausschuss, obwohl sie 1984 und 1985 für eine Finanzierung abgelehnt wurden. 1986 wurden sie gebeten, den Lenkungsausschuss aufzulösen, und ein einziger Direktor, Rochus E. Vogt (Caltech), wurde ernannt . 1988 wurde ein Forschungs- und Entwicklungsvorschlag finanziert.[17][21][22][23][24][25]

Von 1989 bis 1994 konnte LIGO technisch und organisatorisch keine Fortschritte erzielen. Nur politische Bemühungen wurden weiterhin finanziert.[17][26] Die laufende Finanzierung wurde routinemäßig abgelehnt, bis der US-Kongress 1991 zugestimmt hatte, LIGO für das erste Jahr für 23 Millionen US-Dollar zu finanzieren. Die Voraussetzungen für den Erhalt der Finanzierung wurden jedoch nicht erfüllt oder genehmigt, und die NSF stellte die technologischen und organisatorischen Grundlagen des Projekts in Frage.[22][23] Bis 1992 wurde LIGO umstrukturiert, wobei Drever kein direkter Teilnehmer mehr war.[17][26][27][28] Laufende Probleme mit dem Projektmanagement und technische Bedenken wurden in NSF-Überprüfungen des Projekts aufgedeckt, was dazu führte, dass Mittel zurückgehalten wurden, bis die Ausgaben 1993 offiziell eingefroren wurden.[17][26][29][30]

Nach Rücksprache zwischen den zuständigen NSF-Mitarbeitern, den wissenschaftlichen Leitern von LIGO und den Präsidenten von MIT und Caltech trat Vogt 1994 zurück und Barry Barish (Caltech) wurde zum Laborleiter ernannt.[17][27][31] und die NSF machte deutlich, dass LIGO eine letzte Chance auf Unterstützung hatte.[26] Barishs Team erstellte einen neuen Studien-, Budget- und Projektplan mit einem Budget, das die vorherigen Vorschläge um 40% überstieg. Barish schlug der NSF und dem National Science Board vor, LIGO als evolutionären Detektor zu bauen, bei dem die Detektion von Gravitationswellen mit anfänglichem LIGO möglich und mit fortgeschrittenem LIGO wahrscheinlich wäre.[32] Dieser neue Vorschlag erhielt NSF-Mittel, Barish wurde zum Principal Investigator ernannt und die Erhöhung wurde genehmigt. 1994 war LIGO mit einem Budget von 395 Millionen US-Dollar das größte insgesamt finanzierte NSF-Projekt in der Geschichte. Das Projekt wurde Ende 1994 in Hanford, Washington, und 1995 in Livingston, Louisiana, auf den Weg gebracht. Als der Bau 1997 kurz vor dem Abschluss stand, wurden unter Barishs Führung zwei Organisationsinstitutionen gegründet, LIGO Laboratory und LIGO Scientific Collaboration (LSC). Das LIGO-Labor besteht aus den Einrichtungen, die von der NSF im Rahmen von LIGO Operation und Advanced R & D unterstützt werden. Dies umfasst die Verwaltung des LIGO-Detektors und der Testeinrichtungen. Die LIGO Scientific Collaboration ist ein Forum für die Organisation technischer und wissenschaftlicher Forschung in LIGO. Es ist eine vom LIGO-Labor getrennte Organisation mit eigener Aufsicht. Barish ernannte Weiss zum ersten Sprecher dieser wissenschaftlichen Zusammenarbeit.[17][22]

Beobachtungen beginnen[edit]

Erste LIGO-Operationen zwischen 2002 und 2010 ergaben keine Gravitationswellen. Im Jahr 2004 wurden unter Barish die Mittel und Grundlagen für die nächste Phase der LIGO-Entwicklung (“Enhanced LIGO” genannt) gelegt. Es folgte eine mehrjährige Abschaltung, während die Detektoren durch stark verbesserte “Advanced LIGO” -Versionen ersetzt wurden.[33][34] Ein Großteil der Forschungs- und Entwicklungsarbeiten für die LIGO / aLIGO-Maschinen basierte auf Pionierarbeiten für den GEO600-Detektor in Hannover.[35][36] Bis Februar 2015 wurden die Detektoren an beiden Standorten in den Engineering-Modus gebracht.[37]

Bis Mitte September 2015 schloss “die weltweit größte Gravitationswellenanlage” eine 5-jährige Überholung in Höhe von 200 Millionen US-Dollar zu Gesamtkosten von 620 Millionen US-Dollar ab.[9][38] Am 18. September 2015 begann Advanced LIGO seine ersten formalen wissenschaftlichen Beobachtungen mit etwa der vierfachen Empfindlichkeit der ersten LIGO-Interferometer.[39] Seine Empfindlichkeit wird weiter verbessert, bis es um 2021 die Entwurfsempfindlichkeit erreicht.[40]

Erkennungen[edit]

Am 11. Februar 2016 veröffentlichte die LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration einen Artikel über die Detektion von Gravitationswellen anhand eines Signals, das am 14. September 2015 um 09.51 UTC von zwei ~ 30 schwarzen Löchern mit Sonnenmasse detektiert wurde, die etwa 1,3 Milliarden Lichtjahre von der Erde verschmelzen .[41][42]

Der derzeitige Exekutivdirektor David Reitze gab die Ergebnisse auf einer Medienveranstaltung in Washington DC bekannt, während der emeritierte Exekutivdirektor Barry Barish der Physikgemeinschaft das erste wissenschaftliche Papier der Ergebnisse am CERN vorstellte.[43]

Am 2. Mai 2016 erhielten Mitglieder der LIGO Scientific Collaboration und andere Mitwirkende einen Sonderpreis für den Durchbruch in der Grundlagenphysik für ihren Beitrag zur direkten Detektion von Gravitationswellen.[44]

Am 16. Juni 2016 gab LIGO bekannt, dass ein zweites Signal aus der Verschmelzung zweier Schwarzer Löcher mit dem 14,2- und 7,5-fachen der Sonnenmasse erkannt wurde. Das Signal wurde am 26. Dezember 2015 um 3:38 UTC empfangen.[45]

Die Entdeckung einer dritten Fusion von Schwarzen Löchern zwischen Objekten mit 31,2 und 19,4 Sonnenmassen erfolgte am 4. Januar 2017 und wurde am 1. Juni 2017 angekündigt.[46][47]

Eine vierte Entdeckung einer Schwarzlochfusion zwischen Objekten mit 30,5 und 25,3 Sonnenmassen wurde am 14. August 2017 beobachtet und am 27. September 2017 angekündigt.[48]

2017 erhielten Weiss, Barish und Thorne den Nobelpreis für Physik “für entscheidende Beiträge zum LIGO-Detektor und zur Beobachtung von Gravitationswellen”. Weiss erhielt die Hälfte des gesamten Preisgeldes, und Barish und Thorne erhielten jeweils einen Viertelpreis.[49][50][51]

LIGO nahm den Betrieb nach dem Herunterfahren wegen Verbesserungen am 26. März 2019 wieder auf. Virgo wird voraussichtlich am 1. April 2019 dem Netzwerk beitreten.[52]

Mission[edit]

Die Mission von LIGO ist es, Gravitationswellen kosmischen Ursprungs direkt zu beobachten. Diese Wellen wurden erstmals 1916 von Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie vorhergesagt, als die für ihre Detektion erforderliche Technologie noch nicht existierte. Ihre Existenz wurde indirekt bestätigt, als Beobachtungen des binären Pulsars PSR 1913 + 16 im Jahr 1974 einen Orbitalzerfall zeigten, der Einsteins Vorhersagen des Energieverlusts durch Gravitationsstrahlung entsprach. Für diese Entdeckung wurde Hulse und Taylor der Nobelpreis für Physik 1993 verliehen.[54]

Der direkte Nachweis von Gravitationswellen war seit langem angestrebt worden. Ihre Entdeckung hat einen neuen Zweig der Astronomie ins Leben gerufen, der elektromagnetische Teleskope und Neutrino-Observatorien ergänzt. Joseph Weber leistete in den 1960er Jahren Pionierarbeit bei der Detektion von Gravitationswellen durch seine Arbeit an resonanten Massenstabdetektoren. Stabdetektoren werden weiterhin an sechs Standorten weltweit eingesetzt. In den 1970er Jahren erkannten Wissenschaftler wie Rainer Weiss die Anwendbarkeit der Laserinterferometrie auf Gravitationswellenmessungen. Robert Forward betrieb Anfang der 1970er Jahre einen interferometrischen Detektor in Hughes.[55]

Tatsächlich wurden bereits in den 1960er Jahren und vielleicht schon vorher Artikel über die Wellenresonanz von Licht und Gravitationswellen veröffentlicht.[56] 1971 wurden Arbeiten zu Methoden veröffentlicht, um diese Resonanz für die Detektion hochfrequenter Gravitationswellen zu nutzen. 1962 veröffentlichten ME Gertsenshtein und VI Pustovoit das erste Papier, in dem die Prinzipien für die Verwendung von Interferometern zur Detektion sehr langwelliger Gravitationswellen beschrieben wurden.[57] Die Autoren argumentierten, dass bei Verwendung von Interferometern die Empfindlichkeit 10 betragen kann7 bis 1010 mal besser als mit elektromechanischen Experimenten. Später, 1965, diskutierte Braginsky ausführlich Gravitationswellenquellen und ihre mögliche Detektion. Er wies auf das Papier von 1962 hin und erwähnte die Möglichkeit, Gravitationswellen zu erfassen, wenn sich die interferometrische Technologie und die Messtechniken verbessern würden.

Seit Anfang der neunziger Jahre haben Physiker angenommen, dass sich die Technologie so weit entwickelt hat, dass die Detektion von Gravitationswellen – von erheblichem astrophysikalischem Interesse – jetzt möglich ist.[58]

Im August 2002 begann LIGO mit der Suche nach kosmischen Gravitationswellen. Messbare Emissionen von Gravitationswellen werden von binären Systemen (Kollisionen und Koaleszenzen von Neutronensternen oder Schwarzen Löchern), Supernovaexplosionen massereicher Sterne (die Neutronensterne und Schwarze Löcher bilden), akkretierenden Neutronensternen, Rotationen von Neutronensternen mit deformierten Krusten und erwartet die Überreste der Gravitationsstrahlung, die durch die Geburt des Universums erzeugt wurden. Das Observatorium kann theoretisch auch exotischere hypothetische Phänomene beobachten, wie Gravitationswellen, die durch oszillierende kosmische Strings oder kollidierende Domänenwände verursacht werden.

Observatorien[edit]

LIGO betreibt zwei Gravitationswellenobservatorien gleichzeitig: das LIGO Livingston Observatory (30 ° 33’46.42 ″ N. 90 ° 46’27.27 ” W./.30,5628944 ° N 90,7742417 ° W./. 30,5628944; -90,7742417) in Livingston, Louisiana, und im LIGO Hanford Observatory am DOE Hanford Site (46 ° 27’18.52 ” N. 119 ° 24’27.56 ” W./.46,4551444 ° N 119,4076556 ° W./. 46,4551444; -119.4076556), in der Nähe von Richland, Washington. Diese Standorte sind durch eine gerade Linie von 3.002 Kilometern (1.865 Meilen) durch die Erde, aber 3.030 Kilometer (1.883 Meilen) über der Oberfläche voneinander getrennt. Da erwartet wird, dass sich Gravitationswellen mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten, entspricht diese Entfernung einem Unterschied in den Ankunftszeiten der Gravitationswellen von bis zu zehn Millisekunden. Durch die Verwendung der Trilateration hilft der Unterschied in den Ankunftszeiten, die Quelle der Welle zu bestimmen, insbesondere wenn ein drittes ähnliches Instrument wie Virgo hinzugefügt wird, das sich in einer noch größeren Entfernung in Europa befindet.[59]

Jedes Observatorium unterstützt ein L-förmiges Ultrahochvakuumsystem, das auf jeder Seite 4 Kilometer misst. In jedem Vakuumsystem können bis zu fünf Interferometer eingerichtet werden.

Das LIGO Livingston Observatory beherbergt ein Laserinterferometer in der Primärkonfiguration. Dieses Interferometer wurde 2004 erfolgreich mit einem aktiven Schwingungsisolationssystem auf der Basis von hydraulischen Aktuatoren aufgerüstet, das eine Isolation vom Faktor 10 im 0,1–5-Hz-Band bietet. Seismische Schwingungen in diesem Band sind hauptsächlich auf mikroseismische Wellen und anthropogene Quellen (Verkehr, Protokollierung usw.) zurückzuführen.

Das LIGO Hanford Observatory beherbergt ein Interferometer, das fast identisch mit dem des Livingston Observatory ist. Während der anfänglichen und der erweiterten LIGO-Phase arbeitete ein Interferometer halber Länge parallel zum Hauptinterferometer. Bei diesem 2 km-Interferometer hatten die Fabry-Pérot-Armhohlräume die gleiche optische Finesse und damit die Hälfte der Lagerzeit wie die 4 km-Interferometer. Bei halber Lagerzeit war die theoretische Dehnungsempfindlichkeit so gut wie bei Interferometern voller Länge über 200 Hz, bei niedrigen Frequenzen jedoch nur halb so gut. Im gleichen Zeitraum behielt Hanford aufgrund der begrenzten geologischen Aktivität im Südosten Washingtons sein ursprüngliches passives seismisches Isolationssystem bei.

Betrieb[edit]

Vereinfachter Betrieb eines Gravitationswellenobservatoriums

Abbildung 1: Ein Strahlteiler (grüne Linie) teilt kohärentes Licht (aus der weißen Box) in zwei Strahlen auf, die von den Spiegeln reflektiert werden (Cyan länglich); In jedem Arm ist nur ein ausgehender und reflektierter Strahl dargestellt und der Übersichtlichkeit halber getrennt. Die reflektierten Strahlen rekombinieren und es wird ein Interferenzmuster erkannt (violetter Kreis).

Figur 2: Eine Gravitationswelle, die über den linken Arm (gelb) läuft, ändert ihre Länge und damit das Interferenzmuster.

Die Parameter in diesem Abschnitt beziehen sich auf das Advanced LIGO-Experiment. Das primäre Interferometer besteht aus zwei 4 km langen Strahllinien, die mit Gires-Tournois-Etalon-Armen ein leistungsrecyclingpflichtiges Michelson-Interferometer bilden. Ein vorstabilisierter 1064 nm Nd: YAG-Laser sendet einen Strahl mit einer Leistung von 20 W aus, der durch einen Leistungsrecyclingspiegel geleitet wird. Der Spiegel lässt das vom Laser einfallende Licht vollständig durch und reflektiert das Licht von der anderen Seite, wodurch die Leistung des Lichtfelds zwischen dem Spiegel und dem nachfolgenden Strahlteiler auf 700 W erhöht wird. Vom Strahlteiler wandert das Licht entlang zweier orthogonaler Arme. Durch die Verwendung von teilweise reflektierenden Spiegeln entstehen in beiden Armen Fabry-Pérot-Hohlräume, die die effektive Weglänge des Laserlichts im Arm erhöhen. Die Leistung des Lichtfeldes im Hohlraum beträgt 100 kW.[60]

Wenn eine Gravitationswelle das Interferometer passiert, ändert sich die Raumzeit im lokalen Bereich. Abhängig von der Quelle der Welle und ihrer Polarisation führt dies zu einer effektiven Längenänderung eines oder beider Hohlräume. Die effektive Längenänderung zwischen den Strahlen führt dazu, dass das derzeit in der Kavität befindliche Licht mit dem einfallenden Licht geringfügig außer Phase (gegenphasig) gerät. Der Hohlraum wird daher periodisch sehr leicht aus der Kohärenz geraten und die Strahlen, die so abgestimmt sind, dass sie den Detektor destruktiv stören, weisen eine sehr geringfügige periodisch variierende Verstimmung auf. Dies führt zu einem messbaren Signal.[61]

Nach umgerechnet ca. 280 Fahrten die 4 km lange Länge zu den Fernspiegeln und wieder zurück,[62] Die beiden getrennten Strahlen verlassen die Arme und rekombinieren am Strahlteiler. Die von zwei Armen zurückkehrenden Strahlen werden außer Phase gehalten, so dass, wenn die Arme sowohl kohärent als auch interferiert sind (wie wenn keine Gravitationswelle durchläuft), ihre Lichtwellen subtrahieren und kein Licht an der Fotodiode ankommen sollte. Wenn eine Gravitationswelle das Interferometer passiert, werden die Abstände entlang der Arme des Interferometers verkürzt und verlängert, wodurch die Strahlen etwas weniger phasenverschoben werden. Dies führt dazu, dass die Strahlen in Phase kommen und eine Resonanz erzeugen. Daher kommt etwas Licht an der Fotodiode an und zeigt ein Signal an. Licht, das kein Signal enthält, wird unter Verwendung eines Stromrecycling-Spiegels zum Interferometer zurückgeführt, wodurch die Leistung des Lichts in den Armen erhöht wird. Im tatsächlichen Betrieb können Rauschquellen Bewegungen in der Optik verursachen, die ähnliche Effekte wie echte Gravitationswellensignale erzeugen. Ein großer Teil der Kunst und Komplexität des Instruments besteht darin, Wege zu finden, um diese Störbewegungen der Spiegel zu reduzieren. Beobachter vergleichen Signale von beiden Standorten, um die Auswirkungen von Rauschen zu verringern.[63]

Beobachtungen[edit]

Basierend auf aktuellen Modellen astronomischer Ereignisse und den Vorhersagen der allgemeinen Relativitätstheorie,[64][65][66] Es wird erwartet, dass Gravitationswellen, die zig Millionen Lichtjahre von der Erde stammen, den 4-Kilometer-Spiegelabstand um etwa 2,5 km verzerren 10−18 mweniger als ein Tausendstel des Ladungsdurchmessers eines Protons. Entsprechend ist dies eine relative Abstandsänderung von ungefähr einem Teil von 1021. Ein typisches Ereignis, das ein Erkennungsereignis verursachen könnte, wäre die Inspiration und Verschmelzung von zwei Schwarzen Löchern mit 10 Sonnenmassen im Spätstadium, die sich nicht unbedingt in der Milchstraße befinden, was zu einer sehr spezifischen Folge von Signalen führen dürfte, die häufig zusammengefasst werden nach dem Motto zwitschern, platzen, Quasi-Normalmodus-Klingeln, exponentiellen Abfall.

Bei ihrem vierten Science Run Ende 2004 zeigten die LIGO-Detektoren eine Empfindlichkeit bei der Messung dieser Verschiebungen bis zu einem Faktor 2 ihres Designs.

Während des fünften LIGO-Wissenschaftslaufs im November 2005 erreichte die Empfindlichkeit die primäre Designspezifikation eines nachweisbaren Stammes von einem Teil von 1021 über ein 100 Hz Bandbreite. Es wird erwartet, dass die Basisinspiration von zwei Neutronensternen mit ungefähr Sonnenmasse typischerweise beobachtbar ist, wenn sie innerhalb von etwa 8 Millionen Parsec auftritt (26)×10^6 ly) oder die Umgebung der lokalen Gruppe, gemittelt über alle Richtungen und Polarisationen. Ebenfalls zu dieser Zeit begannen LIGO und GEO 600 (der deutsch-britische interferometrische Detektor) einen gemeinsamen wissenschaftlichen Lauf, bei dem sie mehrere Monate lang Daten sammelten. Virgo (der französisch-italienische interferometrische Detektor) trat im Mai 2007 bei. Der fünfte Wissenschaftslauf endete 2007, nachdem eine umfassende Analyse der Daten aus diesem Lauf keine eindeutigen Erkennungsereignisse aufgedeckt hatte.

Im Februar 2007, GRB 070201, erreichte ein kurzer Gammastrahlenstoß die Erde aus Richtung der Andromeda-Galaxie. Die vorherrschende Erklärung für die meisten kurzen Gammastrahlenausbrüche ist die Verschmelzung eines Neutronensterns mit einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch. LIGO meldete eine Nichterkennung für GRB 070201 und schloss eine Fusion in der Entfernung von Andromeda mit hoher Sicherheit aus. Eine solche Einschränkung wurde für LIGO vorausgesetzt, das schließlich eine direkte Detektion von Gravitationswellen demonstrierte.[67]

Verbessertes LIGO[edit]

Nach Abschluss von Science Run 5 wurde das erste LIGO mit bestimmten Technologien aktualisiert, die für Advanced LIGO geplant waren, aber verfügbar waren und auf das erste LIGO nachgerüstet werden konnten, was zu einer Konfiguration mit verbesserter Leistung führte, die als Enhanced LIGO bezeichnet wurde.[68] Einige der Verbesserungen in Enhanced LIGO waren:

Der Science Run 6 (S6) begann im Juli 2009 mit den erweiterten Konfigurationen der 4 km-Detektoren.[69] Es wurde im Oktober 2010 abgeschlossen und die Demontage der ursprünglichen Detektoren begann.

Fortgeschrittenes LIGO[edit]

Vereinfachtes Diagramm eines Advanced LIGO-Detektors (nicht maßstabsgetreu).

Nach 2010 ging LIGO für ein größeres Upgrade für mehrere Jahre offline und installierte die neuen Advanced LIGO-Detektoren in den Infrastrukturen des LIGO-Observatoriums.

Das Projekt zog weiterhin neue Mitglieder an, wobei die Australian National University und die University of Adelaide zu Advanced LIGO beitrugen. Als das LIGO Laboratory im September 2015 den ersten Beobachtungslauf ‘O1’ mit den Advanced LIGO-Detektoren startete, die LIGO Scientific Collaboration darunter mehr als 900 Wissenschaftler weltweit.[9]

Der erste Beobachtungslauf wurde mit einer Empfindlichkeit betrieben, die ungefähr dreimal höher war als die des anfänglichen LIGO.[70] und eine viel größere Empfindlichkeit für größere Systeme mit ihrer Spitzenstrahlung bei niedrigeren Audiofrequenzen.[71]

Am 11. Februar 2016 kündigten die Kooperationen von LIGO und Virgo die erste Beobachtung von Gravitationswellen an.[42][60] Das Signal wurde GW150914 genannt.[60][72] Die Wellenform wurde am 14. September 2015 innerhalb von nur zwei Tagen nach dem Beginn der Datenerfassung durch die Advanced LIGO-Detektoren nach dem Upgrade angezeigt.[42][73][74] Es stimmte mit den Vorhersagen der allgemeinen Relativitätstheorie überein[64][65][66] für die Einwärtsspirale und Verschmelzung eines Paares von Schwarzen Löchern und den anschließenden Ringdown des resultierenden einzelnen Schwarzen Lochs. Die Beobachtungen zeigten die Existenz binärer Schwarzlochsysteme mit Sternmasse und die erste Beobachtung einer binären Schwarzlochfusion.

Am 15. Juni 2016 gab LIGO die Erkennung eines zweiten Gravitationswellenereignisses bekannt, das am 26. Dezember 2015 um 3:38 UTC aufgezeichnet wurde. Die Analyse des beobachteten Signals ergab, dass das Ereignis durch die Verschmelzung zweier Schwarzer Löcher mit Massen von 14,2 und 7,5 Sonnenmassen in einer Entfernung von 1,4 Milliarden Lichtjahren verursacht wurde.[45] Das Signal wurde GW151226 genannt.[75]

Der zweite Beobachtungslauf (O2) lief ab dem 30. November 2016[76] bis 25. August 2017,[77] mit Livingston, der eine Empfindlichkeitsverbesserung von 15–25% gegenüber O1 erreicht, und mit Hanfords Empfindlichkeit ähnlich wie bei O1.[78] In dieser Zeit erlebte LIGO mehrere weitere Gravitationswellenereignisse: GW170104 im Januar; GW170608 im Juni; und fünf weitere zwischen Juli und August 2017. Einige davon wurden auch von der Virgo Collaboration entdeckt.[79][80][81] Im Gegensatz zu den Fusionen von Schwarzen Löchern, die nur durch Gravitation nachweisbar sind, entstand GW170817 aus der Kollision zweier Neutronensterne und wurde auch elektromagnetisch von Gammastrahlensatelliten und optischen Teleskopen erfasst.[80]

Der dritte Lauf (O3) begann am 1. April 2019[82] und soll bis zum 30. April 2020 dauern.[83][84] Zukünftige Beobachtungsläufe werden mit Inbetriebnahmemaßnahmen zur weiteren Verbesserung der Empfindlichkeit verschachtelt. Ziel ist es, im Jahr 2021 Designempfindlichkeit zu erreichen.[40]

Am 6. Januar 2020 kündigte LIGO die Erkennung von Gravitationswellen aufgrund einer Kollision zweier Neutronensterne an, die am 25. April 2019 vom LIGO Livingston-Detektor aufgezeichnet wurde. Im Gegensatz zu GW170817 führte dieses Ereignis nicht dazu, dass Licht erkannt wurde. Darüber hinaus ist dies das erste veröffentlichte Ereignis für die Erkennung eines einzelnen Observatoriums, da der LIGO Hanford-Detektor zu diesem Zeitpunkt vorübergehend offline war und das Ereignis zu schwach war, um in den Daten von Virgo sichtbar zu sein.[85]

LIGO-Indien[edit]

LIGO-India oder INDIGO ist ein geplantes Kooperationsprojekt zwischen dem LIGO-Labor und der indischen Initiative für Gravitationswellenbeobachtungen (IndIGO) zur Schaffung eines Gravitationswellendetektors in Indien. Das LIGO-Labor hat in Zusammenarbeit mit der US National Science Foundation und Advanced LIGO-Partnern aus Großbritannien, Deutschland und Australien angeboten, alle Designs und Hardware für einen der drei geplanten Advanced LIGO-Detektoren bereitzustellen, die installiert, in Betrieb genommen und installiert werden sollen betrieben von einem indischen Wissenschaftlerteam in einer Anlage, die in Indien gebaut werden soll.

Das LIGO-India-Projekt ist eine Zusammenarbeit zwischen dem LIGO Laboratory und dem LIGO-India-Konsortium: Institute of Plasma Research, Gandhinagar; IUCAA (Interuniversitäres Zentrum für Astronomie und Astrophysik), Pune und Raja Ramanna Zentrum für fortschrittliche Technologie, Indore.

Die Ausweitung der weltweiten Aktivitäten zur Gravitationswellendetektion zur Schaffung eines effektiven globalen Netzwerks ist seit vielen Jahren ein Ziel von LIGO. Im Jahr 2010 eine Entwicklungs-Roadmap[86] Die vom Gravitational Wave International Committee (GWIC) herausgegebene Empfehlung empfahl, eine Erweiterung der globalen Palette interferometrischer Detektoren als höchste Priorität zu verfolgen. Ein solches Netzwerk würde Astrophysikern robustere Suchfunktionen und höhere wissenschaftliche Erträge bieten. Die derzeitige Vereinbarung zwischen der LIGO Scientific Collaboration und der Virgo Collaboration verbindet drei Detektoren mit vergleichbarer Empfindlichkeit und bildet den Kern dieses internationalen Netzwerks. Studien zeigen, dass die Lokalisierung von Quellen durch ein Netzwerk, das einen Detektor in Indien enthält, signifikante Verbesserungen bringen würde.[87][88] Es wird vorausgesagt, dass die Verbesserungen der Lokalisierungsdurchschnitte ungefähr eine Größenordnung betragen, wobei in bestimmten Regionen des Himmels wesentlich größere Verbesserungen erzielt werden.

Die NSF war bereit, diese Verlagerung und die daraus resultierenden Verzögerungen im Zeitplan zuzulassen, solange sie das LIGO-Budget nicht erhöhte. Alle Kosten für den Bau eines Labors, das den LIGO-Standorten für die Unterbringung des Detektors entspricht, müssten daher vom Gastland getragen werden.[89] Der erste potenzielle entfernte Standort war AIGO in Westaustralien.[90] Die australische Regierung war jedoch nicht bereit, bis zum 1. Oktober 2011 Mittel bereitzustellen.

Ein Standort in Indien wurde auf einer gemeinsamen Sitzung der Kommission zwischen Indien und den USA im Juni 2012 erörtert.[91] Parallel dazu wurde der Vorschlag von der Finanzierungsagentur von LIGO, der NSF, bewertet. Da die Grundlage des LIGO-India-Projekts die Übertragung eines der LIGO-Detektoren nach Indien umfasst, würde sich der Plan auf die Arbeit und die Planung der bereits laufenden Advanced LIGO-Upgrades auswirken. Im August 2012 genehmigte das US National Science Board den Antrag des LIGO-Labors, den Umfang von Advanced LIGO zu ändern, indem das Hanford “H2” -Interferometer nicht installiert und stattdessen für die Lagerung vorbereitet wird, um es an LIGO-India zu senden.[92] In Indien wurde das Projekt dem Ministerium für Atomenergie und dem Ministerium für Wissenschaft und Technologie zur Genehmigung und Finanzierung vorgelegt. Am 17. Februar 2016, weniger als eine Woche nach der Ankündigung von LIGO zur Erkennung von Gravitationswellen, gab der indische Premierminister Narendra Modi bekannt, dass das Kabinett dem Mega-Wissenschaftsvorschlag von LIGO-India die grundsätzliche Genehmigung erteilt hat.[93]

Ein Ort in der Nähe des Pilgerortes Aundha Nagnath im Distrikt Hingoli des Bundesstaates Maharashtra in Westindien wurde ausgewählt.[94][95]

A +[edit]

Wie bei Enhanced LIGO werden bestimmte Verbesserungen am vorhandenen Advanced LIGO-Instrument nachgerüstet. Diese werden als bezeichnet A + Vorschläge und sind für die Installation ab 2019 geplant, bis der aufgerüstete Detektor 2024 betriebsbereit ist.[96] Die Änderungen würden die Empfindlichkeit von Advanced LIGO fast verdoppeln.[97][98] und erhöhen Sie das gesuchte Raumvolumen um den Faktor sieben.[99] Die Upgrades umfassen:

Da der endgültige LIGO-Ausgangsphotodetektor phasenempfindlich und nicht amplitudenempfindlich ist, kann das Signal so gequetscht werden, dass weniger Phasenrauschen und mehr Amplitudenrauschen auftreten, ohne die quantenmechanische Grenze ihres Produkts zu verletzen.[102] Dies erfolgt durch Einspeisen eines “gequetschten Vakuumzustands” in den dunklen Anschluss (Interferometerausgang), der in dem relevanten Parameter leiser ist als einfache Dunkelheit. Ein solches Quetsch-Upgrade wurde vor dem dritten Beobachtungslauf an beiden LIGO-Standorten installiert.[103] Mit der A + -Verbesserung wird ein zusätzlicher optischer Hohlraum installiert, der die Quetschquadratur von phasengequetscht bei hohen Frequenzen (über 50 Hz) zu amplitudengequetscht bei niedrigen Frequenzen dreht und dadurch auch das niederfrequente Strahlungsdruckrauschen verringert.

LIGO Voyager[edit]

Unter dem Namen “LIGO Voyager” ist ein Detektor der dritten Generation an den bestehenden LIGO-Standorten geplant, um die Empfindlichkeit um einen zusätzlichen Faktor von zwei zu verbessern und den Niederfrequenz-Cutoff auf 10 Hz zu halbieren.[104] Geplant ist, die Glasspiegel und 1064-nm-Laser durch noch größere 160-kg-Silizium-Testmassen zu ersetzen, die auf 123 K (eine mit flüssigem Stickstoff erreichbare Temperatur) abgekühlt sind, und auf eine längere Laserwellenlänge im Bereich von 1500 bis 2200 nm umzusteigen bei dem Silizium transparent ist. (Viele Dokumente nehmen eine Wellenlänge von 1550 nm an, dies ist jedoch nicht endgültig.)

Voyager wäre ein Upgrade auf A +, um zwischen 2027 und 2028 einsatzbereit zu sein.[105]

Kosmischer Entdecker[edit]

Ein Entwurf für eine größere Anlage mit längeren Armen heißt “Cosmic Explorer”. Dies basiert auf der LIGO Voyager-Technologie, hat eine ähnliche LIGO-L-Form-Geometrie, jedoch mit 40 km langen Armen. Die Anlage soll derzeit an der Oberfläche sein. Es hat eine höhere Empfindlichkeit als das Einstein-Teleskop für Frequenzen über 10 Hz, aber eine geringere Empfindlichkeit unter 10 Hz.[104]

Siehe auch[edit]

  1. ^ Barish, Barry C.; Weiss, Rainer (Oktober 1999). “LIGO und die Erkennung von Gravitationswellen”. Physik heute. 52 (10): 44. Bibcode:1999PhT …. 52j..44B. doi:10.1063 / 1.882861.
  2. ^ “Fakten”. LIGO. Archiviert von das Original am 4. Juli 2017. Abgerufen 24. August 2017. Dies entspricht einer Messung der Entfernung von der Erde zum nächsten Stern mit einer Genauigkeit, die kleiner als die Breite eines menschlichen Haares ist! (das heißt, zu Proxima Centauri bei 4.0208×1013km).
  3. ^ “LIGO Lab Caltech MIT”. Abgerufen 24. Juni 2016.
  4. ^ “LIGO MIT”. Abgerufen 24. Juni 2016.
  5. ^ “Ein großes Forschungsprojekt zur Detektion von Gravitationswellen ist im Gange”. Nachrichten der Universität von Birmingham. Universität von Birmingham. Abgerufen 28. November 2015.
  6. ^ Schuhmacher, David (2012). “Die Entwicklung von Advanced LIGO” (PDF). LIGO Magazin (1): 8.
  7. ^ “Revolutionäres Basisastrophysikprojekt” Einstein @ Home “Goes Live”. Abgerufen 3. März 2016.
  8. ^ “LSC / Virgo Census”. myLIGO. Abgerufen 28. November 2015.
  9. ^ ein b c Castelvecchi, Davide (15. September 2015), “Die Jagd nach Gravitationswellen wird nach einem massiven Upgrade wieder aufgenommen: Das LIGO-Experiment hat jetzt bessere Chancen, Wellen in der Raumzeit zu erkennen”, Natur, 525 (7569): 301–302, Bibcode:2015Natur.525..301C, doi:10.1038 / 525301a, PMID 26381963
  10. ^ “BOINCstats Projektstatistik”. Abgerufen 14. Dezember 2016.
  11. ^ Größere Physikprojekte in den USA wie Fermilab wurden traditionell vom Energieministerium finanziert.
  12. ^ “LIGO: Die Suche nach Gravitationswellen”. www.nsf.gov. Nationale Wissenschaftsstiftung. Abgerufen 3. September 2018.
  13. ^ “Der Nobelpreis für Physik 2017”. Nobelstiftung.
  14. ^ Die wissenschaftliche Zusammenarbeit von LIGO; die Jungfrau-Zusammenarbeit; Abbott, BP; Abbott, R.; Abbott, TD; Abraham, S.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adhikari, RX; Adya, VB (4. September 2019). “GWTC-1: Ein Gravitationswellen-Transientenkatalog kompakter binärer Fusionen, die von LIGO und Virgo während des ersten und zweiten Beobachtungslaufs beobachtet wurden”. Körperliche Überprüfung X.. 9 (3): 031040. arXiv:1811.12907. doi:10.1103 / PhysRevX.9.031040. ISSN 2160-3308.
  15. ^ LIGO (1. November 2019). “Willkommen bei O3b!”. @ligo. Abgerufen 11. November 2019.
  16. ^ “LIGO unterbricht dritten Beobachtungslauf (O3)”. 26. März 2020. Abgerufen 15. Juli 2020.
  17. ^ ein b c d e f G h ich Ausschuss für die Festlegung von Prioritäten für von der NSF geförderte Projekte großer Forschungseinrichtungen, Ausschuss für Wissenschaft, Technik und öffentliche Ordnung, Politik und globale Angelegenheiten, Ausschuss für Physik und Astronomie, Abteilung für Ingenieurwissenschaften und Physik, Nationaler Forschungsrat. (2004). Prioritäten setzen für große Projekte von Forschungseinrichtungen, die von der National Science Foundation unterstützt werden. Prioritäten setzen für große Projekte von Forschungseinrichtungen, die von der National Science Foundation unterstützt werden. Ausschuss für die Festlegung von Prioritäten für von NSF geförderte Projekte für große Forschungseinrichtungen. Ausschuss für Wissenschaft. National Academies Press. S. 109–117. Bibcode:2004splr.rept ….. C.. doi:10.17226 / 10895. ISBN 978-0-309-09084-1.CS1-Wartung: mehrere Namen: Autorenliste (Link)
  18. ^ Gertsenshtein, ME (1962). “Wellenresonanz von Licht und Gravitationswellen”. Zeitschrift für experimentelle und theoretische Physik. 14: 84.
  19. ^ Weiss, Rainer (1972). “Elektromagnetisch gekoppelte Breitband-Gravitationswellenantenne”. Vierteljährlicher Fortschrittsbericht des Forschungslabors für Elektronik. 105 (54): 84. Abgerufen 21. Februar 2016.
  20. ^ “Eine kurze Geschichte von LIGO” (PDF). ligo.caltech.edu. Archiviert von das Original (PDF) am 3. Juli 2017. Abgerufen 21. Februar 2016.
  21. ^ ein b Buderi, Robert (19. September 1988). “Der Schwerkraft nachjagen: Wie ein Projekt mit hohem Risiko finanziert wurde”. Der Wissenschaftler. 2 (17): 1. Abgerufen 18. Februar 2016.
  22. ^ ein b c Mervis, Jeffery. “Die Finanzierung von zwei Wissenschaftslabors erhält eine Peer-Review-Debatte zwischen Schweinefleisch und Bier.”. Der Wissenschaftler. 5 (23). Abgerufen 21. Februar 2016.
  23. ^ ein b Waldrop, M. Mitchell (7. September 1990). “Von Politik, Pulsaren, Todesspiralen – und LIGO”. Wissenschaft. 249 (4973): 1106–1108. Bibcode:1990Sci … 249.1106W. doi:10.1126 / science.249.4973.1106. PMID 17831979.
  24. ^ “Gravitationswellen wurden 100 Jahre nach Einsteins Vorhersage entdeckt” (PDF). LIGO. 11. Februar 2016. Abgerufen 11. Februar 2016.
  25. ^ Irion, Robert (21. April 2000). “LIGOs Mission der Schwerkraft”. Wissenschaft. 288 (5465): 420–423. doi:10.1126 / science.288.5465.420.
  26. ^ ein b c d “Interview mit Barry Barish” (PDF). Shirley Cohen. Caltech. 1998. Abgerufen 21. Februar 2016.
  27. ^ ein b Cook, Victor (21. September 2001). NSF Management und Aufsicht von LIGO. Best Practices-Workshop für Projekte mit großen Einrichtungen. NSF.
  28. ^ Travis, John (18. Februar 2016). “LIGO: Ein 250-Millionen-Dollar-Glücksspiel”. Wissenschaft. 260 (5108): 612–614. Bibcode:1993Sci … 260..612T. doi:10.1126 / science.260.5108.612. PMID 17812204.
  29. ^ Anderson, Christopher (11. März 1994). “LIGO-Regisseur in Aufregung”. Wissenschaft. 263 (5152): 1366. Bibcode:1994Sci … 263.1366A. doi:10.1126 / science.263.5152.1366. PMID 17776497.
  30. ^ Browne, Malcolm W. (30. April 1991). “Experten streiten sich um Projekt, um Gravitationswelle zu erkennen”. New York Times. Abgerufen 21. Februar 2016.
  31. ^ Anderson, Christopher (11. März 1994). “LIGO-Regisseur in Aufregung”. Wissenschaft. 263 (5152): 1366. Bibcode:1994Sci … 263.1366A. doi:10.1126 / science.263.5152.1366. PMID 17776497.
  32. ^ Witze, Alexandra (16. Juli 2014), “Physik: Welle der Zukunft”, Natur, 511 (7509): 278–81, Bibcode:2014Natur.511..278W, doi:10.1038 / 511278a, PMID 25030149
  33. ^ “Gravitationswellenerkennung mit Advanced LIGO einen Schritt näher”. SPIE Newsroom. Abgerufen 4. Januar 2016.
  34. ^ “Daniel Sigg: Die fortschrittlichen LIGO-Detektoren im Zeitalter der ersten Entdeckungen”. SPIE Newsroom. Abgerufen 9. September 2016.
  35. ^ Ghosh, Pallab (11. Februar 2016). “Einsteins Gravitationswellen ‘gesehen’ von Schwarzen Löchern”. BBC News. Abgerufen 18. Februar 2016.
  36. ^ “Gravitationswellen wurden 100 Jahre nach Einsteins Vorhersage entdeckt”. www.mpg.de. Max-Planck-Gelschaft. Abgerufen 3. September 2018.
  37. ^ “LIGO Hanfords H1 erreicht zweistündige Vollsperre”. Februar 2015. Archiviert von das Original am 22. September 2015.
  38. ^ Zhang, Sarah (15. September 2015). “Die lange Suche nach schwer fassbaren Wellen in der Raumzeit”. Verdrahtet.
  39. ^ Amos, Jonathan (19. September 2015). “Advanced Ligo: Labs ‘öffnen ihre Ohren’ für den Kosmos”. BBC News. Abgerufen 19. September 2015.
  40. ^ ein b “Planen Sie ein helles Morgen: Perspektiven für die Gravitationswellenastronomie mit Advanced LIGO und Advanced Virgo”. LIGO Wissenschaftliche Zusammenarbeit. 23. Dezember 2015. Abgerufen 31. Dezember 2015.
  41. ^ LIGO Scientific Collaboration und Virgo Collaboration, BP Abbott (11. Februar 2016). “Beobachtung von Gravitationswellen aus einer binären Schwarzlochfusion”. Briefe zur körperlichen Überprüfung. 116 (6): 061102. arXiv:1602.03837. Bibcode:2016PhRvL.116f1102A. doi:10.1103 / PhysRevLett.116.061102. PMID 26918975.
  42. ^ ein b c Castelvecchi, Davide; Witze, Witze (11. Februar 2016). “Einsteins Gravitationswellen endlich gefunden”. Nature News. doi:10.1038 / nature.2016.19361. Abgerufen 11. Februar 2016.
  43. ^ Neue Ergebnisse bei der Suche nach Gravitationswellen. CERN-Kolloquium. 2016.
  44. ^ “Fundamental Physics Prize – News”. Grundpreis für Physik (2016). Abgerufen 4. Mai 2016.
  45. ^ ein b Chu, Jennifer (15. Juni 2016). “Zum zweiten Mal erkennt LIGO Gravitationswellen”. MIT News. MIT. Abgerufen 15. Juni 2016.
  46. ^ BP Abbott; et al. (LIGO Scientific Collaboration und Virgo Collaboration) (1. Juni 2017). GW170104: Beobachtung einer binären Schwarzlochkoaleszenz mit 50 Sonnenmassen bei Rotverschiebung 0,2. Briefe zur körperlichen Überprüfung. 118 (22): 221101. arXiv:1706.01812. Bibcode:2017PhRvL.118v1101A. doi:10.1103 / PhysRevLett.118.221101. PMID 28621973.
  47. ^ Conover, E. (1. Juni 2017). “LIGO schnappt sich einen weiteren Satz von Gravitationswellen”. Wissenschaftsnachrichten. Abgerufen 3. Juni 2017.
  48. ^ “GW170814: Eine Drei-Detektor-Beobachtung von Gravitationswellen aus einer binären Schwarzloch-Koaleszenz”. Abgerufen 29. September 2017.
  49. ^ “Der Nobelpreis für Physik 2017”. Nobelprize.org. Abgerufen 4. Oktober 2017.
  50. ^ Rincon, Paul; Amos, Jonathan (3. Oktober 2017). “Einsteins Wellen gewinnen Nobelpreis”. BBC News. Abgerufen 3. Oktober 2017.
  51. ^ Auf Wiedersehen, Dennis (3. Oktober 2017). “Nobelpreis für Physik 2017 für LIGO Black Hole-Forscher”. Die New York Times. Abgerufen 3. Oktober 2017.
  52. ^ “LSC News” (PDF).
  53. ^ Moore, Christopher; Cole, Robert; Berry, Christopher (19. Juli 2013). “Gravitationswellendetektoren und -quellen”. Abgerufen 20. April 2014.
  54. ^ “Der Nobelpreis für Physik 1993: Russell A. Hulse, Joseph H. Taylor Jr.”. nobelprize.org.
  55. ^ “Nachruf: Dr. Robert L. Forward”. www.spaceref.com. Abgerufen 3. September 2018.
  56. ^ ME Gertsenshtein (1961). “Wellenresonanz von Licht und Gravitationswellen”. Jetp (Ussr). 41 (1): 113–114.
  57. ^ Gertsenshtein, ME; Pustovoit, VI (August 1962). “Zur Detektion niederfrequenter Gravitationswellen”. JETP. 43: 605–607.
  58. ^ Bonazzola, S; Marck, JA (1994). “Astrophysikalische Quellen der Gravitationsstrahlung”. Jahresrückblick auf die Nuklear- und Teilchenforschung. 44 (44): 655–717. Bibcode:1994ARNPS..44..655B. doi:10.1146 / annurev.ns.44.120194.003255.
  59. ^ “Ort der Quelle”. Gravitationswellenastrophysik. Universität von Birmingham. Archiviert von das Original am 8. Dezember 2015. Abgerufen 28. November 2015.
  60. ^ ein b c Abbott, BP; et al. (2016). “Beobachtung von Gravitationswellen aus einer binären Schwarzlochfusion”. Phys. Rev. Lett. 116 (6): 061102. arXiv:1602.03837. Bibcode:2016PhRvL.116f1102A. doi:10.1103 / PhysRevLett.116.061102. PMID 26918975.
  61. ^ Thorne, Kip (2012). “Kapitel 27.6: Die Detektion von Gravitationswellen (in” Anwendungen der klassischen Physik Kapitel 27: Gravitationswellen und experimentelle Tests der allgemeinen Relativitätstheorie “, Caltech-Vorlesungsunterlagen)” (PDF). Abgerufen 11. Februar 2016.
  62. ^ “LIGOs Interferometer”.
  63. ^ Doughton, Sandi (14. Mai 2018). “Plötzlich ertönte ein Klopfen: Raben verursachen in Hanford Ausrutscher in einem massiven Physikinstrument.”. Die Seattle Times. Abgerufen 14. Mai 2018.
  64. ^ ein b Pretorius, Frans (2005). “Entwicklung binärer Schwarzloch-Raumzeiten”. Briefe zur körperlichen Überprüfung. 95 (12): 121101. arXiv:gr-qc / 0507014. Bibcode:2005PhRvL..95l1101P. doi:10.1103 / PhysRevLett.95.121101. ISSN 0031-9007. PMID 16197061.
  65. ^ ein b Campanelli, M.; Lousto, CO; Marronetti, P.; Zlochower, Y. (2006). “Genaue Entwicklungen bei der Umlaufbahn von Schwarzloch-Binärdateien ohne Exzision”. Briefe zur körperlichen Überprüfung. 96 (11): 111101. arXiv:gr-qc / 0511048. Bibcode:2006PhRvL..96k1101C. doi:10.1103 / PhysRevLett.96.111101. ISSN 0031-9007. PMID 16605808.
  66. ^ ein b Baker, John G.; Centrella, Joan; Choi, Dae-Il; Koppitz, Michael; van Meter, James (2006). “Gravitationswellenextraktion aus einer inspirierenden Konfiguration verschmelzender schwarzer Löcher”. Briefe zur körperlichen Überprüfung. 96 (11): 111102. arXiv:gr-qc / 0511103. Bibcode:2006PhRvL..96k1102B. doi:10.1103 / PhysRevLett.96.111102. ISSN 0031-9007. PMID 16605809.
  67. ^ Svitil, Kathy (2. Januar 2008). “LIGO beleuchtet kosmisches Ereignis” (Pressemitteilung). Kalifornisches Institut der Technologie. Abgerufen 14. Februar 2016.
  68. ^ Adhikari, Sam; Fritschel, Peter; Waldman, Rana (17. Juli 2006). Verbessertes LIGO (PDF) (Technischer Bericht). LIGO-T060156-01-I.
  69. ^ Beckett, Dave (15. Juni 2009). “Festes Datum für Start von S6 eingestellt”. LIGO Laboratory News.
  70. ^ Burtnyk, Kimberly (18. September 2015). “Die neueste Suche nach Gravitationswellen hat begonnen”. LIGO Wissenschaftliche Zusammenarbeit. Archiviert von das Original am 4. Juli 2017. Abgerufen 9. September 2017. Die fortschrittlichen Detektoren von LIGO sind bereits am Ende ihrer Beobachtungslebensdauer dreimal so empfindlich wie das ursprüngliche LIGO
  71. ^ Aasi, J (9. April 2015). “Advanced LIGO”. Klassische und Quantengravitation. 32 (7): 074001. arXiv:1411.4547. Bibcode:2015CQGra..32g4001L. doi:10.1088 / 0264-9381 / 32/7/074001.
  72. ^ Naeye, Robert (11. Februar 2016). “Gravitationswellenerkennung läutet neues Zeitalter der Wissenschaft ein”. Himmel und Teleskop. Abgerufen 11. Februar 2016.
  73. ^ Cho, Adrian (11. Februar 2016). “Hier ist die erste Person, die diese Gravitationswellen entdeckt”. Sciencemag.com. Abgerufen 3. September 2018.
  74. ^ “Gravitationswellen von Schwarzen Löchern entdeckt”. BBC News. 11. Februar 2016.
  75. ^ Abbott, BP; Abbott, R.; Abbott, TD; et al. (15. Juni 2016). “GW151226: Beobachtung von Gravitationswellen aus einer binären Schwarzloch-Koaleszenz mit 22 Sonnenmassen”. Briefe zur körperlichen Überprüfung. 116 (24): 241103. arXiv:1606.04855. Bibcode:2016PhRvL.116x1103A. doi:10.1103 / PhysRevLett.116.241103. PMID 27367379.
  76. ^ “VIRGO tritt LIGO für die Datenerfassungsperiode” Observation Run 2 “(O2) bei” (PDF). LIGO Scientific Collaboration & VIRGO Collaboration. 1. August 2017.
  77. ^ “Update zum Start von LIGOs 3. Beobachtungslauf”. 24. April 2018. Abgerufen 31. August 2018. Der Start von O3 soll derzeit Anfang 2019 beginnen. Aktualisierungen werden bereitgestellt, sobald die Installationsphase abgeschlossen ist und die Inbetriebnahmephase begonnen hat. Ein Update zum Engineering-Lauf vor O3 wird bis zum Spätsommer 2018 bereitgestellt.
  78. ^ Grant, Andrew (12. Dezember 2016). “Advanced LIGO fährt mit leichten Verbesserungen hoch”. Physik heute. doi:10.1063 / PT.5.9074. Das Endergebnis ist das [the sensitivity] ist besser als zu Beginn von O1; Wir erwarten mehr Entdeckungen.
  79. ^ GWTC-1: Ein Gravitationswellen-Transientenkatalog kompakter binärer Fusionen, die von LIGO und Virgo während des ersten und zweiten Beobachtungslaufs beobachtet wurden
  80. ^ ein b Chu, Jennifer (16. Oktober 2017). “LIGO und Virgo erfassen erstmals Gravitationswellen, die durch kollidierende Neutronensterne erzeugt werden.” (Pressemitteilung). LIGO.
  81. ^ “Gravitationswellen aus einer binären Fusion von Schwarzen Löchern, die von LIGO und Virgo beobachtet wurde”.
  82. ^ “LIGO und Jungfrau erkennen Neutronenstern-Smash-Ups”.
  83. ^ “Observatoriumsstatus”. LIGO. 23. März 2020. Archiviert vom Original am 9. April 2020. Abgerufen 23. Juni 2020.
  84. ^ Diego Bersanetti: Status des Virgo-Gravitationswellendetektors und des O3-Beobachtungslaufs, EPS-HEP2019
  85. ^ “LIGO-Virgo-Netzwerk fängt eine weitere Neutronensternkollision ab”.
  86. ^ “Die Zukunft der Gravitationswellenastronomie” (PDF). Internationales Komitee für Gravitationswellen. Abgerufen 3. September 2018.
  87. ^ Fairhurst, Stephen (28. September 2012), “Verbesserte Quellenlokalisierung mit LIGO India”, Konferenzreihe des Journal of Physics, 484 (1): 012007, arXiv:1205.6611, Bibcode:2014JPhCS.484a2007F, doi:10.1088 / 1742-6596 / 484/1/012007, LIGO-Dokument P1200054-v6
  88. ^ Schutz, Bernard F. (25. April 2011), “Netzwerke von Gravitationswellendetektoren und drei Verdienstfiguren”, Klassische und Quantengravitation, 28 (12): 125023, arXiv:1102,5421, Bibcode:2011CQGra..28l5023S, doi:10.1088 / 0264-9381 / 28/12/125023
  89. ^ Cho, Adrian (27. August 2010), “US-Physiker suchen in Australien nach neuem Standort für Gravitationswellendetektoren” (PDF), Wissenschaft, 329 (5995): 1003, Bibcode:2010Sci … 329.1003C, doi:10.1126 / science.329.5995.1003, PMID 20798288, archiviert von das Original (PDF) am 11. April 2013
  90. ^ Finn, Sam; Fritschel, Peter; Klimenko, Sergey; Raab, Fred; Sathyaprakash, B.; Saulson, Peter; Weiss, Rainer (13. Mai 2010), Bericht des Ausschusses zum Vergleich der wissenschaftlichen Fälle für AHLV und HHLV, LIGO-Dokument T1000251-v1
  91. ^ Bilaterale Zusammenarbeit zwischen den USA und Indien in Wissenschaft und Technologie Merkblatt zur Sitzung vom 13. Juni 2012.
  92. ^ Memorandum an Mitglieder und Berater des National Science Board – vom 24. August 2012
  93. ^ Büro des indischen Premierministers [@PMOIndia] (17. Februar 2016). “Das Kabinett hat dem Mega-Wissenschaftsvorschlag von LIGO-India für die Erforschung von Gravitationswellen ‘grundsätzlich’ zugestimmt.” (Tweet) – über Twitter.
  94. ^ “Erstes LIGO-Labor außerhalb der USA in Maharashtras Hingoli”. NDTV. 8. September 2016.
  95. ^ Souradeep, Tarun (18. Januar 2019). “LIGO-India: Origins & Site Search” (PDF). p. 27. Archiviert (PDF) vom Original am 15. September 2019. Abgerufen 15. September 2019.
  96. ^ “LIGO wurde verbessert, um nach den extremsten Ereignissen des Universums zu suchen.”. www.nsf.gov. Abgerufen 9. April 2020.
  97. ^ Miller, John; Barsotti, Lisa; Vitale, Salvatore; Fritschel, Peter; Evans, Matthew; Sigg, Daniel (16. März 2015). “Aussichten für eine Verdoppelung der Reichweite von Advanced LIGO” (PDF). Körperliche Überprüfung D.. 91 (62005): 062005. arXiv:1410.5882. Bibcode:2015PhRvD..91f2005M. doi:10.1103 / PhysRevD.91.062005.
  98. ^ Zucker, Michael E. (7. Juli 2016). A + erhalten: Erweitertes LIGO verbessern. LIGO-DAWN Workshop II. LIGO-G1601435-v3.
  99. ^ Thompson, Avery (15. Februar 2019). “LIGO Gravitational Wave Observatory erhält 30 Millionen US-Dollar Upgrade”. www.popularmechanics.com. Abgerufen 17. Februar 2019.
  100. ^ Ghosh, Pallab (15. Februar 2019). “Schwarzlochdetektoren für großes Upgrade”. Abgerufen 17. Februar 2019.
  101. ^ “LIGO-T1800042-v5: Die A + -Designkurve”. dcc.ligo.org. Abgerufen 9. April 2020.
  102. ^ “Der quantenverstärkte LIGO-Detektor stellt neuen Empfindlichkeitsrekord auf”.
  103. ^ Tse, M.; Yu, Haocun; Kijbunchoo, N.; Fernandez-Galiana, A.; Dupej, P.; Barsotti, L.; Blair, C. D.; Brown, D. D.; Dwyer, S. E.; Effler, A.; Evans, M. (5. Dezember 2019). “Quantenverstärkte fortschrittliche LIGO-Detektoren im Zeitalter der Gravitationswellenastronomie”. Briefe zur körperlichen Überprüfung. 123 (23): 231107. doi:10.1103 / PhysRevLett.123.231107.
  104. ^ ein b McClelland, David; Evans, Matthew; Lantz, Brian; Martin, Ian; Quetschke, Volker; Schnabel, Roman (8. Oktober 2015). Instrument Science White Paper (Bericht). LIGO Wissenschaftliche Zusammenarbeit. LIGO-Dokument T1500290-v2.
  105. ^ LIGO Scientific Collaboration (10. Februar 2015). Instrument Science White Paper (PDF) (Technischer Bericht). LIGO. LIGO-T1400316-v4. Abgerufen 23. Juni 2020.

Verweise[edit]

  • Kip Thorne, ITP und Caltech. Raumzeit-Warps und das Quantum: Ein Blick in die Zukunft. Vorlesungsfolien und Audio
  • Barry C. Barish, Caltech. Die Erkennung von Gravitationswellen. Video von CERN Academic Training Lectures, 1996
  • Barry C. Barish, Caltech. Einsteins unvollendete Symphonie: Klänge aus dem fernen Universum Video vom IHMC Florida Institute for Human Machine Cognition 2004 Abendvortragsreihe.
  • Rainer Weiss, Elektromagnetisch gekoppelte Breitband-Gravitationswellenantenne, MIT RLE QPR 1972
  • Zur Detektion niederfrequenter Gravitationswellen haben ME Gertsenshtein und VI Pustovoit – JETP Vol. 43 S. 605–607 (August 1962) Hinweis: Dies ist das erste Papier, in dem die Verwendung von Interferometern zur Detektion von Gravitationswellen vorgeschlagen wird.
  • Wellenresonanz von Licht und Gravitationswellen – ME Gertsenshtein – JETP Vol. 41 S. 113–114 (Juli 1961)
  • Elektromagnetische Gravitationsresonanz, VB Braginskii, MB Mensky – GR.G. Vol. 3 Nr. 4, S. 401–402 (1972)
  • Gravitationsstrahlung und die Aussicht auf ihre experimentelle Entdeckung, VB Braginsky – Usp. Fiz. Nauk Vol. 86, S. 433–446 (Juli 1965). Englische Übersetzung: Sov. Phys. Uspekhi Vol. 8 Nr. 4, S. 513–521 (1966)
  • Zur elektromagnetischen Detektion von Gravitationswellen haben VB Braginsky, LP Grishchuck, AG Dooshkevieh, MB Mensky, ID Novikov, MV Sazhin und YB Zeldovisch – GR.G. Vol. 11 Nr. 6, S. 407–408 (1979)
  • Zur Ausbreitung elektromagnetischer Strahlung im Feld einer ebenen Gravitationswelle, E. Montanari – gr-qc / 9806054 (11. Juni 1998)

Weiterführende Literatur[edit]

Externe Links[edit]