Gravitationswelle

Simulation des Zusammenstoßes zweier schwarzer Löcher. Die beiden schwarzen Löcher bilden nicht nur tiefe Gravitationsquellen und verschmelzen zu einem einzigen größeren schwarzen Loch, sondern auch Gravitationswellen, die sich nach außen ausbreiten, wenn die schwarzen Löcher aneinander vorbeiziehen. ⓘ

Gravitationswellen sind Störungen oder Wellen in der Krümmung der Raumzeit, die von beschleunigten Massen erzeugt werden und sich als Wellen mit Lichtgeschwindigkeit von ihrer Quelle ausbreiten. Sie wurden erstmals 1893 von Oliver Heaviside und später 1905 von Henri Poincaré vorgeschlagen und 1916 von Albert Einstein auf der Grundlage seiner allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagt. Später weigerte er sich, Gravitationswellen zu akzeptieren. Gravitationswellen transportieren Energie in Form von Gravitationsstrahlung, einer der elektromagnetischen Strahlung ähnlichen Form von Strahlungsenergie. Newtons Gesetz der universellen Gravitation, das Teil der klassischen Mechanik ist, lässt ihre Existenz nicht zu, da dieses Gesetz von der Annahme ausgeht, dass sich physikalische Wechselwirkungen augenblicklich (mit unendlicher Geschwindigkeit) ausbreiten - was zeigt, dass die Methoden der klassischen Physik nicht in der Lage sind, Phänomene im Zusammenhang mit der Relativitätstheorie zu erklären. ⓘ

Der erste indirekte Beweis für die Existenz von Gravitationswellen ergab sich 1974 aus dem beobachteten orbitalen Zerfall des Hulse-Taylor-Binärpulsars, der mit dem von der allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagten Zerfall übereinstimmte, da die Energie in Gravitationsstrahlung verloren geht. Im Jahr 1993 erhielten Russell A. Hulse und Joseph Hooton Taylor Jr. für diese Entdeckung den Nobelpreis für Physik. Die erste direkte Beobachtung von Gravitationswellen erfolgte erst 2015, als ein Signal, das durch die Verschmelzung zweier schwarzer Löcher erzeugt wurde, von den LIGO-Gravitationswellendetektoren in Livingston, Louisiana, und in Hanford, Washington, empfangen wurde. Der Nobelpreis für Physik 2017 wurde daraufhin an Rainer Weiss, Kip Thorne und Barry Barish für ihre Rolle beim direkten Nachweis von Gravitationswellen verliehen. ⓘ

In der Gravitationswellenastronomie werden Beobachtungen von Gravitationswellen verwendet, um Daten über die Quellen von Gravitationswellen abzuleiten. Zu den Quellen, die auf diese Weise untersucht werden können, gehören Doppelsternsysteme, die aus weißen Zwergen, Neutronensternen und schwarzen Löchern bestehen, Ereignisse wie Supernovae und die Entstehung des frühen Universums kurz nach dem Urknall. ⓘ

Da sich in der newtonschen Gravitationstheorie Veränderungen der Quellen des Gravitationsfeldes ohne Verzögerung im gesamten Raum auswirken, kennt sie keine Gravitationswellen. ⓘ

Einführung

In Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie wird die Schwerkraft als ein Phänomen behandelt, das durch die Krümmung der Raumzeit entsteht. Diese Krümmung wird durch das Vorhandensein von Masse verursacht. Im Allgemeinen gilt: Je mehr Masse in einem bestimmten Raumvolumen enthalten ist, desto stärker ist die Krümmung der Raumzeit an der Grenze dieses Volumens. Wenn sich Objekte mit Masse in der Raumzeit bewegen, ändert sich die Krümmung, um die veränderte Position dieser Objekte widerzuspiegeln. Unter bestimmten Umständen erzeugen beschleunigte Objekte Änderungen in dieser Krümmung, die sich mit Lichtgeschwindigkeit wellenförmig nach außen ausbreiten. Diese sich ausbreitenden Phänomene werden als Gravitationswellen bezeichnet. ⓘ

Wenn eine Gravitationswelle einen Beobachter passiert, wird dieser feststellen, dass die Raumzeit durch die Auswirkungen der Dehnung verzerrt wird. Die Abstände zwischen den Objekten nehmen rhythmisch zu und ab, während die Welle vorbeizieht, und zwar mit einer Frequenz, die der der Welle entspricht. Das Ausmaß dieses Effekts ist umgekehrt proportional zur Entfernung von der Quelle. Inspirierende binäre Neutronensterne werden als starke Quelle von Gravitationswellen vorhergesagt, wenn sie zusammenwachsen, da ihre Massen auf ihrer engen Umlaufbahn sehr stark beschleunigt werden. Aufgrund der astronomischen Entfernungen zu diesen Quellen werden die Auswirkungen, wenn sie auf der Erde gemessen werden, jedoch als sehr gering eingeschätzt, mit einer Belastung von weniger als 1 Teil in 10²⁰. Die Wissenschaftler haben die Existenz dieser Wellen mit immer empfindlicheren Detektoren nachgewiesen. Der empfindlichste Detektor mit einer Empfindlichkeit von etwa einem Teil in 5×10²² (Stand 2012), der von den Observatorien LIGO und VIRGO bereitgestellt wird, hat diese Aufgabe erfüllt. Im Jahr 2019 wurde der japanische Detektor KAGRA fertiggestellt, der im Jahr 2021 seinen ersten gemeinsamen Nachweis mit LIGO und VIRGO erbringen wird. Ein weltraumgestütztes Observatorium, die Laser Interferometer Space Antenna, wird derzeit von der ESA entwickelt. Ein weiterer europäischer bodengebundener Detektor, das Einstein-Teleskop, befindet sich ebenfalls in der Entwicklung. ⓘ

Linear polarisierte Gravitationswellen ⓘ

Gravitationswellen können in Regionen des Weltraums vordringen, die für elektromagnetische Wellen nicht zugänglich sind. Sie ermöglichen die Beobachtung der Verschmelzung von schwarzen Löchern und möglicherweise anderen exotischen Objekten im fernen Universum. Solche Systeme können mit herkömmlichen Mitteln wie optischen Teleskopen oder Radioteleskopen nicht beobachtet werden, so dass die Gravitationswellenastronomie neue Einblicke in die Funktionsweise des Universums ermöglicht. Insbesondere könnten Gravitationswellen für Kosmologen von Interesse sein, da sie eine Möglichkeit bieten, das sehr frühe Universum zu beobachten. Dies ist mit der herkömmlichen Astronomie nicht möglich, da das Universum vor der Rekombination für elektromagnetische Strahlung undurchsichtig war. Genaue Messungen von Gravitationswellen werden es den Wissenschaftlern auch ermöglichen, die allgemeine Relativitätstheorie genauer zu überprüfen. ⓘ

Im Prinzip könnten Gravitationswellen bei jeder Frequenz auftreten. Allerdings wären sehr niederfrequente Wellen nicht nachweisbar, und es gibt auch keine glaubwürdige Quelle für nachweisbare Wellen mit sehr hoher Frequenz. Stephen Hawking und Werner Israel führen verschiedene Frequenzbereiche für Gravitationswellen auf, die plausibel nachgewiesen werden könnten und von 10-7 Hz bis 10¹¹ Hz reichen. ⓘ

Geschwindigkeit der Schwerkraft

In der allgemeinen Relativitätstheorie ist die Geschwindigkeit von Gravitationswellen gleich der Lichtgeschwindigkeit im Vakuum, c. In der speziellen Relativitätstheorie bezieht sich die Konstante c nicht nur auf das Licht, sondern ist die höchstmögliche Geschwindigkeit für jede Wechselwirkung in der Natur. Formal ist c ein Umrechnungsfaktor für die Umrechnung der Einheit der Zeit in die Einheit des Raums. Damit ist es die einzige Geschwindigkeit, die weder von der Bewegung eines Beobachters noch von einer Lichtquelle und/oder der Schwerkraft abhängt. Die "Lichtgeschwindigkeit" ist also auch die Geschwindigkeit von Gravitationswellen und darüber hinaus die Geschwindigkeit aller masselosen Teilchen. Zu diesen Teilchen gehören das Gluon (Träger der starken Kraft), die Photonen, aus denen das Licht besteht (also Träger der elektromagnetischen Kraft), und die hypothetischen Gravitonen (die mutmaßlichen Feldteilchen, die mit der Schwerkraft in Verbindung gebracht werden; ein Verständnis des Gravitons, falls es überhaupt existiert, erfordert jedoch eine noch nicht verfügbare Theorie der Quantengravitation). ⓘ

Im Oktober 2017 empfingen die LIGO- und Virgo-Detektoren Gravitationswellensignale innerhalb von 2 Sekunden, nachdem Gammastrahlen-Satelliten und optische Teleskope Signale aus der gleichen Richtung gesehen hatten. Dies bestätigte, dass die Geschwindigkeit der Gravitationswellen gleich der Lichtgeschwindigkeit ist. ⓘ

Geschichte

Man geht davon aus, dass die ursprünglichen Gravitationswellen durch die kosmische Inflation entstanden sind, eine überlichtschnelle Expansion kurz nach dem Urknall (2014). ⓘ

Die Möglichkeit von Gravitationswellen wurde 1893 von Oliver Heaviside anhand der Analogie zwischen dem Gesetz des umgekehrten Quadrats der Gravitation und der elektrostatischen Kraft diskutiert. Im Jahr 1905 schlug Henri Poincaré vor, dass Gravitationswellen, die von einem Körper ausgehen und sich mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten, von den Lorentz-Transformationen gefordert werden, und schlug vor, dass analog zu einer beschleunigten elektrischen Ladung, die elektromagnetische Wellen erzeugt, beschleunigte Massen in einer relativistischen Feldtheorie der Gravitation Gravitationswellen erzeugen sollten. Als Einstein 1915 seine allgemeine Relativitätstheorie veröffentlichte, stand er Poincarés Idee skeptisch gegenüber, da die Theorie voraussetzte, dass es keine "Gravitationsdipole" gab. Dennoch verfolgte er die Idee weiter und kam auf der Grundlage verschiedener Näherungen zu dem Schluss, dass es tatsächlich drei Arten von Gravitationswellen geben muss (von Hermann Weyl als longitudinal-longitudinal, transversal-longitudinal und transversal-transversal bezeichnet). ⓘ

Die Art von Einsteins Näherungen veranlasste jedoch viele (einschließlich Einstein selbst), das Ergebnis anzuzweifeln. Im Jahr 1922 zeigte Arthur Eddington, dass zwei von Einsteins Wellentypen Artefakte des von ihm verwendeten Koordinatensystems waren und sich durch die Wahl geeigneter Koordinaten mit beliebiger Geschwindigkeit ausbreiten konnten, was Eddington zu dem Scherz veranlasste, dass sie sich "mit der Geschwindigkeit des Denkens" ausbreiten. Dies ließ auch Zweifel an der Physikalität des dritten (transversal-transversalen) Typs aufkommen, von dem Eddington zeigte, dass er sich unabhängig vom Koordinatensystem immer mit Lichtgeschwindigkeit ausbreitet. 1936 reichten Einstein und Nathan Rosen einen Artikel bei Physical Review ein, in dem sie behaupteten, dass Gravitationswellen in der vollständigen allgemeinen Relativitätstheorie nicht existieren könnten, da jede derartige Lösung der Feldgleichungen eine Singularität aufweisen würde. Die Zeitschrift schickte ihr Manuskript zur Überprüfung an Howard P. Robertson, der anonym berichtete, dass es sich bei den fraglichen Singularitäten einfach um die harmlosen Koordinatensingularitäten der verwendeten Zylinderkoordinaten handelte. Einstein, der mit dem Konzept der Peer Review nicht vertraut war, zog das Manuskript wütend zurück und veröffentlichte nie wieder in der Physical Review. Sein Assistent Leopold Infeld, der mit Robertson in Kontakt gestanden hatte, überzeugte Einstein jedoch davon, dass die Kritik zutreffend war, und die Arbeit wurde mit der gegenteiligen Schlussfolgerung neu verfasst und an anderer Stelle veröffentlicht. 1956 beseitigte Felix Pirani die Verwirrung, die durch die Verwendung verschiedener Koordinatensysteme entstanden war, indem er die Gravitationswellen im Sinne des offensichtlich beobachtbaren Riemannschen Krümmungstensors umformulierte. ⓘ

Damals wurde Piranis Arbeit von einer anderen Frage überschattet: ob Gravitationswellen Energie übertragen können. Diese Frage wurde durch ein Gedankenexperiment geklärt, das Richard Feynman auf der ersten "GR"-Konferenz in Chapel Hill 1957 vorschlug. Sein als "sticky bead argument" (Argument der klebrigen Perlen) bekanntes Argument besagt, dass eine vorbeiziehende Gravitationswelle die Perlen entlang des Stabs bewegen würde; durch die Reibung entstünde dann Wärme, was bedeutet, dass die vorbeiziehende Welle Arbeit geleistet hat. Kurze Zeit später veröffentlichte Hermann Bondi eine detaillierte Version des "Klebeperlen-Arguments". Dies führte später zu einer Reihe von Artikeln (1959 bis 1989) von Bondi und Pirani, die die Existenz von ebenen Wellenlösungen für Gravitationswellen belegten. ⓘ

Nach der Konferenz in Chapel Hill begann Joseph Weber mit der Entwicklung und dem Bau der ersten Gravitationswellendetektoren, die heute als Weber-Balken bekannt sind. 1969 behauptete Weber, die ersten Gravitationswellen entdeckt zu haben, und 1970 "entdeckte" er regelmäßig Signale aus dem galaktischen Zentrum; die Häufigkeit der Entdeckungen ließ jedoch bald Zweifel an der Gültigkeit seiner Beobachtungen aufkommen, da die angenommene Energieverlustrate der Milchstraße unsere Galaxie in einem Zeitraum erschöpfen würde, der viel kürzer ist als ihr angenommenes Alter. Diese Zweifel wurden noch verstärkt, als Mitte der 1970er Jahre wiederholte Experimente anderer Gruppen, die auf der ganzen Welt ihre eigenen Weber-Balken bauten, keine Signale ergaben, und Ende der 1970er Jahre herrschte allgemeiner Konsens darüber, dass Webers Ergebnisse falsch waren. ⓘ

Im gleichen Zeitraum wurde der erste indirekte Beweis für Gravitationswellen entdeckt. Im Jahr 1974 entdeckten Russell Alan Hulse und Joseph Hooton Taylor, Jr. den ersten binären Pulsar, wofür sie 1993 den Nobelpreis für Physik erhielten. Pulsarzeitbeobachtungen im Laufe des nächsten Jahrzehnts zeigten eine allmähliche Abnahme der Umlaufzeit des Hulse-Taylor-Pulsars, die mit dem von der allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagten Energie- und Drehimpulsverlust in der Gravitationsstrahlung übereinstimmt. ⓘ

Dieser indirekte Nachweis von Gravitationswellen motivierte zu weiteren Nachforschungen, trotz Webers diskreditiertem Ergebnis. Einige Gruppen arbeiteten weiter an der Verbesserung von Webers ursprünglichem Konzept, während andere den Nachweis von Gravitationswellen mit Laserinterferometern verfolgten. Die Idee, hierfür ein Laserinterferometer zu verwenden, scheint von verschiedenen Personen unabhängig voneinander entwickelt worden zu sein, darunter M. E. Gertsenshtein und V. I. Pustovoit im Jahr 1962 und Vladimir B. Braginskiĭ im Jahr 1966. Die ersten Prototypen wurden in den 1970er Jahren von Robert L. Forward und Rainer Weiss entwickelt. In den folgenden Jahrzehnten wurden immer empfindlichere Instrumente gebaut, die schließlich in GEO600, LIGO und Virgo gipfelten. ⓘ

Nachdem jahrelang keine Ergebnisse erzielt wurden, wurden 2015 verbesserte Detektoren in Betrieb genommen. Am 11. Februar 2016 gab die LIGO-Virgo-Kollaboration die erste Beobachtung von Gravitationswellen bekannt, die von einem Signal (genannt GW150914) ausging, das am 14. September 2015 um 09:50:45 GMT von zwei schwarzen Löchern mit einer Masse von 29 und 36 Sonnenmassen entdeckt wurde, die in einer Entfernung von etwa 1,3 Milliarden Lichtjahren verschmolzen. Während des letzten Bruchteils einer Sekunde der Verschmelzung wurde mehr als das 50-fache der Energie aller Sterne im beobachtbaren Universum zusammen freigesetzt. Die Frequenz des Signals stieg über 10 Zyklen (5 Umlaufbahnen) von 35 auf 250 Hz an, während es für einen Zeitraum von 0,2 Sekunden an Stärke zunahm. Die Masse des neuen verschmolzenen Schwarzen Lochs betrug 62 Sonnenmassen. Eine Energie, die drei Sonnenmassen entspricht, wurde in Form von Gravitationswellen abgestrahlt. Das Signal wurde von beiden LIGO-Detektoren in Livingston und Hanford gesehen, mit einem Zeitunterschied von 7 Millisekunden aufgrund des Winkels zwischen den beiden Detektoren und der Quelle. Das Signal kam von der südlichen Himmelshalbkugel, in der ungefähren Richtung der Magellanschen Wolken (aber viel weiter entfernt als diese). Die Wahrscheinlichkeit, dass es sich um eine Beobachtung von Gravitationswellen handelt, lag bei 99,99994 %. ⓘ

Ein Jahr zuvor hatte BICEP2 behauptet, die Spuren von Gravitationswellen im kosmischen Mikrowellenhintergrund entdeckt zu haben. Später mussten sie dieses Ergebnis jedoch wieder zurückziehen. ⓘ

Im Jahr 2017 wurde der Nobelpreis für Physik an Rainer Weiss, Kip Thorne und Barry Barish für ihre Rolle beim Nachweis von Gravitationswellen verliehen. ⓘ

Auswirkungen des Vorbeiziehens

Die Wirkung einer pluspolarisierten Gravitationswelle auf einen Ring von Teilchen ⓘ

Die Wirkung einer kreuzpolarisierten Gravitationswelle auf einen Ring von Teilchen ⓘ

Gravitationswellen passieren ständig die Erde, doch selbst die stärksten haben nur eine geringe Wirkung, und ihre Quellen befinden sich im Allgemeinen in großer Entfernung. So erreichten die von der kataklysmischen Endfusion von GW150914 ausgehenden Wellen die Erde, nachdem sie mehr als eine Milliarde Lichtjahre zurückgelegt hatten, als eine Welle in der Raumzeit, die die Länge eines 4 km langen LIGO-Arms um ein Tausendstel der Breite eines Protons veränderte, was proportional einer Veränderung der Entfernung zum nächsten Stern außerhalb des Sonnensystems um eine Haaresbreite entspricht. Diese winzige Auswirkung selbst extremer Gravitationswellen macht sie auf der Erde nur mit den modernsten Detektoren beobachtbar. ⓘ

Die Auswirkungen einer vorbeiziehenden Gravitationswelle lassen sich in extrem überspitzter Form veranschaulichen, wenn man sich einen vollkommen flachen Bereich der Raumzeit vorstellt, in dem eine Gruppe unbeweglicher Testteilchen in einer Ebene liegt, z. B. die Oberfläche eines Computerbildschirms. Wenn eine Gravitationswelle die Teilchen entlang einer Linie senkrecht zur Ebene der Teilchen durchläuft, d. h. entlang der Blickrichtung des Beobachters auf den Bildschirm, folgen die Teilchen der Verzerrung der Raumzeit und schwingen "kreuzförmig", wie in den Animationen gezeigt. Der von den Testteilchen umschlossene Bereich ändert sich nicht und es findet keine Bewegung entlang der Ausbreitungsrichtung statt. ⓘ

Die in der Animation dargestellten Schwingungen sind zu Diskussionszwecken übertrieben dargestellt - in Wirklichkeit hat eine Gravitationswelle eine sehr kleine Amplitude (wie in der linearisierten Gravitation formuliert). Sie dienen jedoch zur Veranschaulichung der Art von Schwingungen, die mit Gravitationswellen verbunden sind, die von einem Massenpaar auf einer Kreisbahn erzeugt werden. In diesem Fall ist die Amplitude der Gravitationswelle konstant, aber ihre Polarisationsebene ändert sich oder rotiert mit der doppelten Umlaufgeschwindigkeit, so dass die zeitlich veränderliche Größe der Gravitationswelle oder die "periodische Raumzeitdehnung" eine Variation aufweist, wie in der Animation gezeigt. Wenn die Umlaufbahn der Massen elliptisch ist, ändert sich auch die Amplitude der Gravitationswelle mit der Zeit gemäß der Einsteinschen Quadrupolformel. ⓘ

Wie bei anderen Wellen gibt es eine Reihe von Merkmalen, die zur Beschreibung einer Gravitationswelle verwendet werden:

• Amplitude: Gewöhnlich mit h bezeichnet, ist dies die Größe der Welle - der Anteil der Dehnung oder Quetschung in der Animation. Die hier gezeigte Amplitude beträgt ungefähr h = 0,5 (oder 50 %). Gravitationswellen, die durch die Erde laufen, sind viele Sextillionen Mal schwächer als dieser Wert - h ≈ 10-20.
• Frequenz: Gewöhnlich mit f bezeichnet, ist dies die Frequenz, mit der die Welle schwingt (1 geteilt durch die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden maximalen Ausdehnungen oder Stauchungen)
• Wellenlänge: Gewöhnlich mit λ bezeichnet, ist dies der Abstand entlang der Welle zwischen den Punkten der maximalen Dehnung oder Stauchung.
• Geschwindigkeit: Dies ist die Geschwindigkeit, mit der sich ein Punkt auf der Welle (z. B. ein Punkt mit maximaler Dehnung oder Stauchung) bewegt. Für Gravitationswellen mit kleinen Amplituden ist diese Wellengeschwindigkeit gleich der Lichtgeschwindigkeit (c). ⓘ

Die Geschwindigkeit, die Wellenlänge und die Frequenz einer Gravitationswelle sind durch die Gleichung c = λ f verknüpft, genau wie die Gleichung für eine Lichtwelle. Die hier gezeigten Animationen schwingen zum Beispiel etwa alle zwei Sekunden einmal. Dies entspricht einer Frequenz von 0,5 Hz und einer Wellenlänge von etwa 600 000 km, also dem 47-fachen des Erddurchmessers. ⓘ

Im obigen Beispiel wird davon ausgegangen, dass die Welle linear polarisiert ist mit einer "Plus"-Polarisation, geschrieben h₊. Die Polarisierung einer Gravitationswelle entspricht der Polarisierung einer Lichtwelle, nur dass die Polarisationen einer Gravitationswelle 45 Grad auseinander liegen, im Gegensatz zu 90 Grad. Insbesondere bei einer "kreuz"-polarisierten Gravitationswelle, h_×, wäre die Wirkung auf die Testteilchen im Grunde dieselbe, nur um 45 Grad gedreht, wie in der zweiten Animation gezeigt. Wie bei der Lichtpolarisation lassen sich auch die Polarisationen von Gravitationswellen in Form von zirkular polarisierten Wellen ausdrücken. Gravitationswellen sind aufgrund der Art ihrer Quelle polarisiert. ⓘ

Quellen

Das Gravitationswellenspektrum mit Quellen und Detektoren. Kredit: NASA Goddard Space Flight Center ⓘ

Generell werden Gravitationswellen von Objekten abgestrahlt, deren Bewegung mit Beschleunigung und deren Änderung einhergeht, vorausgesetzt, die Bewegung ist nicht vollkommen sphärisch symmetrisch (wie eine sich ausdehnende oder zusammenziehende Kugel) oder rotationssymmetrisch (wie eine sich drehende Scheibe oder Kugel). Ein einfaches Beispiel für dieses Prinzip ist eine sich drehende Hantel. Dreht sich die Hantel um ihre Symmetrieachse, sendet sie keine Gravitationswellen aus; kippt sie jedoch um, wie im Falle zweier sich umkreisender Planeten, sendet sie Gravitationswellen aus. Je schwerer die Hantel ist und je schneller sie fällt, desto stärker ist die Gravitationsstrahlung, die von ihr ausgeht. Im Extremfall, wenn es sich bei den beiden Hantelgewichten um massereiche Sterne wie Neutronensterne oder Schwarze Löcher handelt, die sich schnell umkreisen, werden erhebliche Mengen an Gravitationsstrahlung abgegeben. ⓘ

Einige ausführlichere Beispiele:

• Zwei Objekte, die sich gegenseitig umkreisen, wie z. B. ein Planet, der die Sonne umkreist, werden Strahlung abgeben.
• Ein sich drehender, nicht achsensymmetrischer Planetoid - etwa mit einer großen Beule oder Vertiefung am Äquator - strahlt.
• Eine Supernova wird strahlen, außer in dem unwahrscheinlichen Fall, dass die Explosion vollkommen symmetrisch ist.
• Ein isoliertes festes Objekt, das sich nicht dreht und sich mit konstanter Geschwindigkeit bewegt, strahlt nicht ab. Dies kann als eine Folge des Grundsatzes der Erhaltung des linearen Impulses angesehen werden.
• Eine sich drehende Scheibe strahlt nicht ab. Dies kann als Konsequenz des Drehimpulserhaltungssatzes angesehen werden. Sie zeigt jedoch gravitomagnetische Effekte.
• Ein sphärisch pulsierender Kugelstern (Monopolmoment oder Masse ungleich Null, aber Quadrupolmoment Null) strahlt nicht, in Übereinstimmung mit dem Birkhoffschen Theorem. ⓘ

Technisch gesehen muss die zweite Zeitableitung des Quadrupolmoments (oder die l-te Zeitableitung des l-ten Multipolmoments) des Spannungs-Energie-Tensors eines isolierten Systems ungleich Null sein, damit es Gravitationsstrahlung aussendet. Dies entspricht dem sich ändernden Dipolmoment der Ladung oder des Stroms, das für die Emission elektromagnetischer Strahlung erforderlich ist. ⓘ

Doppelsterne

Zwei Sterne unterschiedlicher Masse befinden sich auf kreisförmigen Bahnen. Sie drehen sich auf einer Kreisbahn um ihren gemeinsamen Massenschwerpunkt (gekennzeichnet durch das kleine rote Kreuz), wobei die größere Masse die kleinere Umlaufbahn hat. ⓘ

Zwei Sterne ähnlicher Masse in kreisförmigen Bahnen um ihren Massenschwerpunkt ⓘ

Zwei Sterne ähnlicher Masse auf stark elliptischen Bahnen um ihren Massenschwerpunkt ⓘ

Gravitationswellen transportieren Energie von ihren Quellen weg, und im Fall von Körpern, die sich in einer Umlaufbahn befinden, ist dies mit einer Einwärtsspirale oder einer Abnahme der Umlaufbahn verbunden. Stellen Sie sich zum Beispiel ein einfaches System aus zwei Massen vor - wie das Erde-Sonne-System -, die sich im Vergleich zur Lichtgeschwindigkeit langsam auf kreisförmigen Bahnen bewegen. Nehmen wir an, dass diese beiden Massen einander auf einer Kreisbahn in der x-y-Ebene umkreisen. In guter Näherung folgen die Massen einfachen Keplerschen Bahnen. Eine solche Umlaufbahn stellt jedoch ein sich änderndes Quadrupolmoment dar. Das heißt, das System sendet Gravitationswellen aus. ⓘ

Theoretisch könnte der Energieverlust durch Gravitationsstrahlung die Erde schließlich in die Sonne stürzen lassen. Die Gesamtenergie der Erde, die die Sonne umkreist (kinetische Energie + potenzielle Gravitationsenergie), beträgt jedoch etwa 1,14×10³⁶ Joule, von denen nur 200 Watt (Joule pro Sekunde) durch Gravitationsstrahlung verloren gehen, was zu einer Verringerung der Umlaufbahn um etwa 1×10-15 Meter pro Tag oder etwa den Durchmesser eines Protons führt. Bei dieser Geschwindigkeit bräuchte die Erde etwa 3×10¹³ Mal länger als das derzeitige Alter des Universums, um sich auf die Sonne zu schrauben. Bei dieser Schätzung wird die Abnahme von r im Laufe der Zeit übersehen, aber der Radius ändert sich die meiste Zeit über nur langsam und stürzt in späteren Phasen ab, wie $r(t)=r_{0}\left(1-{\frac {t}{t_{\text{coalesce}}}}\right)^{1/4},$ mit $r_{0}$ dem Anfangsradius und $t_{\text{coalesce}}$ die Gesamtzeit, die zum vollständigen Zusammenwachsen benötigt wird. ⓘ

Ganz allgemein kann die Geschwindigkeit des orbitalen Zerfalls wie folgt angenähert werden

${\frac {\mathrm {d} r}{\mathrm {d} t}}=-{\frac {64}{5}}\,{\frac {G^{3}}{c^{5}}}\,{\frac {(m_{1}m_{2})(m_{1}+m_{2})}{r^{3}}}\ ,$

wobei r der Abstand zwischen den Körpern, t die Zeit, G die Gravitationskonstante, c die Lichtgeschwindigkeit und m₁ und m₂ die Massen der Körper sind. Daraus ergibt sich eine erwartete Zeit bis zur Verschmelzung von ⓘ

$t={\frac {5}{256}}\,{\frac {c^{5}}{G^{3}}}\,{\frac {r^{4}}{(m_{1}m_{2})(m_{1}+m_{2})}}.$ ⓘ

Die Masse ist die Ladung der Gravitation. Anders als bei der elektrischen Ladung ist keine negative Masse bekannt und wird derzeit nur im Rahmen von Hypothesen (insbesondere als exotische Materie) diskutiert. Damit existieren keine Dipole von Massen. Ohne Dipole und ohne durch externe Kräfte hervorgerufene Bewegungen kann es jedoch keine Dipolstrahlung geben. ⓘ

Am Beispiel zweier Neutronensterne mit je 1,4-facher Sonnenmasse, die sich im Abstand von 150 Millionen Kilometer (etwa eine Astronomische Einheit, mittlerer Abstand Erde–Sonne) umkreisen, lässt sich die abgestrahlte Leistung der Gravitationswellen zu 10¹⁴ W berechnen. Weil in dieser Konstellation als Doppelstern der Abstand mit der 5. Potenz in die abgestrahlte Leistung eingeht, würde bei einem Abstand von nur 500.000 km die Strahlungsleistung der Sonne (4 · 10²⁶ W elektromagnetische Strahlung) in Form von Gravitationswellen erreicht. Bis zur Berührung der Neutronensterne würde in diesem Beispiel die abgestrahlte Leistung in Form von Gravitationswellen auf 10⁴⁸ W ansteigen. ⓘ

Kompakte Doppelsterne

Kompakte Sterne wie Weiße Zwerge und Neutronensterne können Bestandteile von Doppelsternen sein. Ein Paar von Neutronensternen der Sonnenmasse auf einer kreisförmigen Umlaufbahn im Abstand von 1,89×10⁸ m (189.000 km) hat beispielsweise eine Umlaufzeit von 1.000 Sekunden und eine erwartete Lebensdauer von 1,30×10¹³ Sekunden oder etwa 414.000 Jahren. Ein solches System könnte von LISA beobachtet werden, wenn es nicht zu weit entfernt wäre. Es gibt eine weitaus größere Anzahl von Weißen-Zwergen-Doppelsternen mit Umlaufzeiten in diesem Bereich. Weiße Zwergdoppelsterne haben eine Masse in der Größenordnung der Sonne und einen Durchmesser in der Größenordnung der Erde. Sie können sich nicht viel näher als 10.000 km kommen, bevor sie verschmelzen und in einer Supernova explodieren, was auch die Emission von Gravitationswellen beenden würde. Bis dahin wäre ihre Gravitationsstrahlung mit der eines Neutronensterns vergleichbar. ⓘ

Künstlerische Darstellung von verschmelzenden Neutronensternen, einer Quelle von Gravitationswellen ⓘ

Wenn die Umlaufbahn eines Doppelsterns auf 1,89×10⁶ m (1890 km) abgeklungen ist, beträgt seine verbleibende Lebensdauer etwa 130 000 Sekunden oder 36 Stunden. Die Umlauffrequenz variiert von 1 Umlauf pro Sekunde zu Beginn bis zu 918 Umläufen pro Sekunde, wenn die Umlaufbahn bei der Verschmelzung auf 20 km geschrumpft ist. Der größte Teil der Gravitationsstrahlung wird mit der doppelten Bahnfrequenz ausgesandt. Kurz vor der Verschmelzung könnte das Inspiral von LIGO beobachtet werden, wenn ein solcher Doppelstern nahe genug wäre. LIGO hat nur wenige Minuten Zeit, um diese Verschmelzung zu beobachten, bei einer Gesamtlebensdauer der Umlaufbahn, die Milliarden von Jahren betragen könnte. Im August 2017 beobachteten LIGO und Virgo das erste binäre Neutronenstern-Inspirationsereignis in GW170817, und 70 Observatorien arbeiteten zusammen, um das elektromagnetische Gegenstück zu entdecken, eine Kilonova in der 40 Megaparsec entfernten Galaxie NGC 4993, die Sekunden nach der Verschmelzung einen kurzen Gammastrahlenausbruch (GRB 170817A) aussendet, gefolgt von einer längeren optischen Transiente (AT 2017gfo), die von r-Prozesskernen angetrieben wird. Der fortschrittliche LIGO-Detektor sollte in der Lage sein, solche Ereignisse in einer Entfernung von bis zu 200 Megaparsec zu erkennen. In diesem Bereich werden etwa 40 Ereignisse pro Jahr erwartet. ⓘ

Schwarze Loch-Doppelsterne

Doppelsterne aus Schwarzen Löchern emittieren Gravitationswellen während ihrer Spiral-, Verschmelzungs- und Ringschlussphase. Die größte Amplitude der Emission tritt während der Verschmelzungsphase auf, die mit den Techniken der numerischen Relativitätstheorie modelliert werden kann. Der erste direkte Nachweis von Gravitationswellen, GW150914, stammt von der Verschmelzung zweier schwarzer Löcher. ⓘ

Supernova

Eine Supernova ist ein vorübergehendes astronomisches Ereignis, das während der letzten Entwicklungsphase eines massereichen Sterns auftritt und dessen dramatische und katastrophale Zerstörung durch eine letzte gigantische Explosion gekennzeichnet ist. Diese Explosion kann auf verschiedene Weise stattfinden, aber in allen Fällen wird ein erheblicher Teil der Materie des Sterns mit extrem hoher Geschwindigkeit (bis zu 10 % der Lichtgeschwindigkeit) in den umgebenden Raum geschleudert. Wenn diese Explosionen nicht vollkommen kugelsymmetrisch sind (d. h. wenn die Materie nicht gleichmäßig in alle Richtungen ausgestoßen wird), kommt es zu einer Gravitationsstrahlung, die von der Explosion ausgeht. Der Grund dafür ist, dass Gravitationswellen durch ein sich änderndes Quadrupolmoment erzeugt werden, was nur bei einer asymmetrischen Bewegung der Massen möglich ist. Da der genaue Mechanismus, durch den Supernovae entstehen, nicht vollständig verstanden ist, ist es nicht einfach, die von ihnen ausgehende Gravitationsstrahlung zu modellieren. ⓘ

Sich drehende Neutronensterne

Wie bereits erwähnt, sendet eine Massenverteilung nur dann Gravitationsstrahlung aus, wenn eine sphärisch asymmetrische Bewegung zwischen den Massen vorliegt. Ein kreisender Neutronenstern sendet im Allgemeinen keine Gravitationsstrahlung aus, da Neutronensterne sehr dichte Objekte mit einem starken Gravitationsfeld sind, das sie fast perfekt kugelförmig hält. In einigen Fällen kann es jedoch zu leichten Verformungen auf der Oberfläche kommen, die als "Berge" bezeichnet werden. Dabei handelt es sich um Erhebungen, die sich nicht mehr als 10 Zentimeter über die Oberfläche erstrecken und den Stern kugelförmig unsymmetrisch machen. Dadurch erhält der Stern ein Quadrupolmoment, das sich mit der Zeit ändert, und er sendet Gravitationswellen aus, bis die Verformungen ausgeglichen sind. ⓘ

Inflation

Viele Modelle des Universums gehen davon aus, dass es in der Frühgeschichte des Universums eine Inflationsepoche gab, in der sich der Raum in sehr kurzer Zeit um einen großen Faktor ausdehnte. Wenn diese Expansion nicht in alle Richtungen symmetrisch war, könnte sie Gravitationsstrahlung ausgesandt haben, die heute als Gravitationswellenhintergrund nachweisbar ist. Dieses Hintergrundsignal ist zu schwach, als dass es von einem derzeit in Betrieb befindlichen Gravitationswellendetektor beobachtet werden könnte, und man geht davon aus, dass es noch Jahrzehnte dauern könnte, bis eine solche Beobachtung möglich ist. ⓘ

Eigenschaften und Verhalten

Energie, Impuls und Drehimpuls

Wasserwellen, Schallwellen und elektromagnetische Wellen sind in der Lage, Energie, Impuls und Drehimpuls zu übertragen und diese von der Quelle weg zu transportieren. Gravitationswellen erfüllen dieselbe Funktion. So verliert z. B. ein Doppelsternsystem Drehimpuls, wenn sich die beiden umlaufenden Objekte spiralförmig aufeinander zu bewegen - der Drehimpuls wird durch Gravitationswellen abgestrahlt. ⓘ

Die Wellen können auch einen linearen Impuls übertragen, eine Möglichkeit, die interessante Auswirkungen auf die Astrophysik hat. Nach der Verschmelzung zweier supermassereicher schwarzer Löcher kann die Abstrahlung des linearen Impulses einen "Kick" mit einer Amplitude von bis zu 4000 km/s erzeugen. Dies ist schnell genug, um das verschmolzene Schwarze Loch vollständig aus seiner Wirtsgalaxie herauszuschleudern. Selbst wenn der Stoß zu klein ist, um das Schwarze Loch vollständig herauszuschleudern, kann er es vorübergehend aus dem Kern der Galaxie entfernen, woraufhin es um das Zentrum oszilliert und schließlich zur Ruhe kommt. Ein gestoßenes Schwarzes Loch kann auch einen Sternhaufen mit sich führen und so ein hyperkompaktes Sternsystem bilden. Oder es kann Gas mit sich führen, so dass das zurückstoßende Schwarze Loch vorübergehend als "nackter Quasar" erscheint. Der Quasar SDSS J092712.65+294344.0 enthält vermutlich ein rückstoßendes supermassives Schwarzes Loch. ⓘ

Rotverschiebung

Wie elektromagnetische Wellen sollten auch Gravitationswellen aufgrund der relativen Geschwindigkeiten von Quelle und Beobachter (Dopplereffekt), aber auch aufgrund von Verzerrungen der Raumzeit, wie etwa der kosmischen Expansion, eine Verschiebung von Wellenlänge und Frequenz aufweisen. Dies ist der Fall, obwohl die Schwerkraft selbst eine Ursache für Verzerrungen der Raumzeit ist. Die Rotverschiebung von Gravitationswellen unterscheidet sich von der Rotverschiebung aufgrund der Schwerkraft (gravitative Rotverschiebung). ⓘ

Quantengravitation, Welle-Teilchen-Aspekte und Graviton

Im Rahmen der Quantenfeldtheorie ist das Graviton die Bezeichnung für ein hypothetisches Elementarteilchen, von dem angenommen wird, dass es der Kraftträger ist, der die Schwerkraft vermittelt. Die Existenz des Gravitons ist jedoch noch nicht bewiesen, und es gibt noch kein wissenschaftliches Modell, das die allgemeine Relativitätstheorie, die die Schwerkraft beschreibt, und das Standardmodell, das alle anderen fundamentalen Kräfte beschreibt, in Einklang bringt. Versuche, wie die Quantengravitation, wurden unternommen, sind aber noch nicht anerkannt. ⓘ

Wenn ein solches Teilchen existiert, muss es masselos sein (weil die Gravitationskraft eine unbegrenzte Reichweite zu haben scheint) und ein Spin-2-Boson sein. Es kann gezeigt werden, dass jedes masselose Spin-2-Feld eine Kraft hervorrufen würde, die von der Gravitation nicht zu unterscheiden ist, da ein masseloses Spin-2-Feld mit dem Spannungs-Energie-Tensor auf die gleiche Weise koppeln (wechselwirken) muss wie das Gravitationsfeld. Wenn also jemals ein masseloses Spin-2-Teilchen entdeckt würde, wäre es wahrscheinlich das Graviton, ohne weitere Unterscheidung von anderen masselosen Spin-2-Teilchen. Eine solche Entdeckung würde die Quantentheorie mit der Gravitation vereinen. ⓘ

Gravitationswellen lassen sich mathematisch beschreiben als Fluktuationen des metrischen Tensors, eines Tensors zweiter Stufe. Die Multipolentwicklung des Gravitationsfelds beispielsweise zweier einander umkreisender Sterne enthält als niedrigste Ordnung die Quadrupolstrahlung. ⓘ

Bedeutung für die Erforschung des frühen Universums

Aufgrund der schwachen Kopplung der Schwerkraft an die Materie erfahren Gravitationswellen nur sehr wenig Absorption oder Streuung, selbst wenn sie sich über astronomische Entfernungen bewegen. Insbesondere wird erwartet, dass Gravitationswellen von der Trübung des sehr frühen Universums unbeeinflusst bleiben. In diesen frühen Phasen war der Raum noch nicht "transparent", so dass Beobachtungen auf der Grundlage von Licht, Radiowellen und anderer elektromagnetischer Strahlung, die so weit in die Vergangenheit zurückreichen, nur begrenzt oder gar nicht möglich sind. Daher geht man davon aus, dass Gravitationswellen prinzipiell das Potenzial haben, eine Fülle von Beobachtungsdaten über das sehr frühe Universum zu liefern. ⓘ

Bestimmung der Ausbreitungsrichtung

Da es schwierig ist, Gravitationswellen direkt nachzuweisen, ist es für einen einzelnen Detektor auch schwierig, die Richtung einer Quelle zu bestimmen. Daher werden mehrere Detektoren eingesetzt, um einerseits Signale von anderem "Rauschen" zu unterscheiden, indem bestätigt wird, dass das Signal nicht von der Erde stammt, und andererseits, um die Richtung mittels Triangulation zu bestimmen. Bei dieser Technik wird die Tatsache ausgenutzt, dass sich die Wellen mit Lichtgeschwindigkeit fortbewegen und je nach Richtung ihrer Quelle verschiedene Detektoren zu unterschiedlichen Zeiten erreichen. Obwohl die Unterschiede in der Ankunftszeit nur wenige Millisekunden betragen können, reicht dies aus, um die Richtung des Ursprungs der Welle mit beträchtlicher Genauigkeit zu bestimmen. ⓘ

Nur im Fall von GW170814 waren zum Zeitpunkt des Ereignisses drei Detektoren in Betrieb, so dass die Richtung genau definiert ist. Die Entdeckung durch alle drei Instrumente führte zu einer sehr genauen Schätzung der Position der Quelle, mit einem 90% glaubwürdigen Bereich von nur 60 Grad², ein Faktor 20 genauer als zuvor. ⓘ

Gravitationswellenastronomie

Zweidimensionale Darstellung von Gravitationswellen, die von zwei Neutronensternen erzeugt werden, die sich gegenseitig umkreisen. ⓘ

Im letzten Jahrhundert wurde die Astronomie durch die Anwendung neuer Methoden zur Beobachtung des Universums revolutioniert. Astronomische Beobachtungen wurden zunächst mit sichtbarem Licht durchgeführt. Galileo Galilei leistete Pionierarbeit bei der Verwendung von Teleskopen, um diese Beobachtungen zu verbessern. Allerdings ist das sichtbare Licht nur ein kleiner Teil des elektromagnetischen Spektrums, und nicht alle Objekte im fernen Universum leuchten stark in diesem speziellen Bereich. Mehr Informationen lassen sich zum Beispiel im Radiowellenbereich finden. Mit Hilfe von Radioteleskopen haben Astronomen zum Beispiel Pulsare und Quasare entdeckt. Beobachtungen im Mikrowellenbereich führten zur Entdeckung schwacher Abdrücke des Urknalls, eine Entdeckung, die Stephen Hawking als "größte Entdeckung des Jahrhunderts, wenn nicht aller Zeiten" bezeichnete. Ähnliche Fortschritte bei der Beobachtung von Gammastrahlen, Röntgenstrahlen, ultraviolettem Licht und Infrarotlicht haben der Astronomie ebenfalls neue Erkenntnisse gebracht. In jedem dieser Bereiche des Spektrums wurden neue Entdeckungen gemacht, die sonst nicht hätten gemacht werden können. Die Astronomie hofft, dass dies auch bei den Gravitationswellen der Fall sein wird. ⓘ

Gravitationswellen haben zwei wichtige und einzigartige Eigenschaften. Erstens muss keine Materie in der Nähe sein, damit die Wellen von einem binären System ungeladener schwarzer Löcher erzeugt werden können, die keine elektromagnetische Strahlung aussenden würden. Zweitens können Gravitationswellen jede dazwischen liegende Materie durchdringen, ohne nennenswert gestreut zu werden. Während das Licht von fernen Sternen beispielsweise durch interstellaren Staub abgeblockt werden kann, können Gravitationswellen im Wesentlichen ungehindert passieren. Dank dieser beiden Eigenschaften können Gravitationswellen Informationen über astronomische Phänomene übermitteln, die bisher noch nie von Menschen beobachtet wurden. ⓘ

Die oben beschriebenen Quellen von Gravitationswellen liegen im niederfrequenten Bereich des Gravitationswellenspektrums (10-7 bis 10⁵ Hz). Eine astrophysikalische Quelle am hochfrequenten Ende des Gravitationswellenspektrums (über 10⁵ Hz und wahrscheinlich 10¹⁰ Hz) erzeugt Relikt-Gravitationswellen, von denen man annimmt, dass sie wie der kosmische Mikrowellenhintergrund schwache Abdrücke des Urknalls sind. Bei diesen hohen Frequenzen ist es potenziell möglich, dass die Quellen "künstlich" sind, d. h. Gravitationswellen, die im Labor erzeugt und nachgewiesen wurden. ⓘ

Ein supermassives schwarzes Loch, das aus der Verschmelzung der schwarzen Löcher im Zentrum zweier verschmelzender Galaxien entstand und vom Hubble-Weltraumteleskop entdeckt wurde, soll durch Gravitationswellen aus dem Verschmelzungszentrum ausgestoßen worden sein. ⓘ

Entdeckung

Der jetzt widerlegte Beweis für angebliche Gravitationswellen im jungen Universum wurde mit dem Radioteleskop BICEP2 erbracht. Die mikroskopische Untersuchung der Brennebene des BICEP2-Detektors ist hier zu sehen. Im Januar 2015 wurde jedoch bestätigt, dass die BICEP2-Ergebnisse auf kosmischen Staub zurückzuführen sind. ⓘ

Indirekter Nachweis

Obwohl die Wellen aus dem Erde-Sonne-System winzig sind, können die Astronomen auf andere Quellen verweisen, bei denen die Strahlung erheblich sein sollte. Ein wichtiges Beispiel ist das Hulse-Taylor-Doppelsternensystem - ein Paar von Sternen, von denen einer ein Pulsar ist. Die Eigenschaften ihrer Umlaufbahn lassen sich aus der Dopplerverschiebung der vom Pulsar ausgesandten Radiosignale ableiten. Jeder der beiden Sterne ist etwa 1,4 M_☉ und die Größe ihrer Umlaufbahnen beträgt etwa 1/75 der Erdsonnenbahn, nur wenige Male größer als der Durchmesser unserer eigenen Sonne. Die Kombination aus größerer Masse und geringerem Abstand bedeutet, dass die vom Hulse-Taylor-Binärsystem abgegebene Energie weitaus größer ist als die vom Erde-Sonne-System abgegebene Energie - etwa 10²²-mal so groß. ⓘ

Anhand der Informationen über die Umlaufbahn lässt sich vorhersagen, wie viel Energie (und Drehimpuls) in Form von Gravitationswellen abgestrahlt werden würde. Wenn das Doppelsternsystem an Energie verliert, nähern sich die Sterne allmählich einander an, und die Umlaufzeit verringert sich. Die daraus resultierende Bahn jedes Sterns ist eine Inspirale, eine Spirale mit abnehmendem Radius. Die allgemeine Relativitätstheorie beschreibt diese Bahnen genau; insbesondere bestimmt die in Form von Gravitationswellen abgestrahlte Energie die Abnahmerate der Periode, die als Zeitintervall zwischen aufeinanderfolgenden Periastrons (Punkte der engsten Annäherung der beiden Sterne) definiert ist. Für den Hulse-Taylor-Pulsar beträgt die vorhergesagte aktuelle Radiusänderung etwa 3 mm pro Umlauf, und die Änderung der 7,75-Stunden-Periode beträgt etwa 2 Sekunden pro Jahr. Nach einer ersten Beobachtung, die einen Energieverlust auf der Umlaufbahn zeigte, der mit Gravitationswellen übereinstimmt, bestätigten sorgfältige Zeitbeobachtungen von Taylor und Joel Weisberg die vorhergesagte Periodenabnahme mit einer Genauigkeit von 10 %. Mit der verbesserten Statistik von mehr als 30 Jahren an Zeitmessungsdaten seit der Entdeckung des Pulsars stimmt die beobachtete Änderung der Umlaufzeit derzeit bis auf 0,2 Prozent mit der von der allgemeinen Relativitätstheorie angenommenen Vorhersage der Gravitationsstrahlung überein. 1993 verlieh das Nobelkomitee den Nobelpreis für Physik an Hulse und Taylor für "die Entdeckung eines neuen Pulsartyps, eine Entdeckung, die neue Möglichkeiten für die Erforschung der Gravitation eröffnet hat", was zum Teil auf diesen indirekten Nachweis von Gravitationswellen zurückzuführen war. Die Lebensdauer dieses Doppelsternsystems, von der Gegenwart bis zur Verschmelzung, wird auf einige hundert Millionen Jahre geschätzt. ⓘ

Inspirale sind sehr wichtige Quellen von Gravitationswellen. Immer wenn sich zwei kompakte Objekte (Weiße Zwerge, Neutronensterne oder Schwarze Löcher) auf einer engen Umlaufbahn befinden, senden sie intensive Gravitationswellen aus. Je näher sie sich spiralförmig einander nähern, desto intensiver werden diese Wellen. Irgendwann sollten sie so intensiv werden, dass ein direkter Nachweis durch ihre Wirkung auf Objekte auf der Erde oder im Weltraum möglich ist. Dieser direkte Nachweis ist das Ziel mehrerer groß angelegter Experimente. ⓘ

Die einzige Schwierigkeit besteht darin, dass die meisten Systeme wie das Hulse-Taylor-Binärsystem so weit entfernt sind. Die Amplitude der vom Hulse-Taylor-Doppelgänger ausgehenden Wellen würde auf der Erde etwa h ≈ 10-26 betragen. Es gibt jedoch einige Quellen, von denen Astrophysiker erwarten, dass sie viel größere Amplituden von h ≈ 10-20 erzeugen. Mindestens acht weitere binäre Pulsare sind entdeckt worden. ⓘ

Schwierigkeiten

Gravitationswellen-Spektrum (Übersicht) ⓘ

Bezeichnung des Frequenzbereichs	Frequenz- bereich	Wellenlängen- bereich	Detektierung
jenseits des Hubble-Frequenzbands	0...10−18 Hz	3·1026 m...$\infty$	Verifikation inflationärer/primordialer kosmologischer Modelle
Extremely Low Frequency (Hubble-Band)	10−18...10−14 Hz	3·1022...3·1026 m	Experimente mit kosmischer Hintergrundstrahlung
Ultra Low Frequency (ULF)	10−14...3·10−10 Hz	1018...3·1022 m	Astrometrie der Eigenbewegung von Quasaren, Milanković-Zyklen
Very Low Frequency (VLF)	3·10−10...10−7 Hz	3·1015...1018 m	Pulsar-Timing-Arrays
Low Frequency (Millihertz-Band)	10−7...10−1 Hz	3·109...3·1015 m	weltraumbasierte Laser-Interferometrie, Armlänge > 60.000 km
Mittleres Frequenzband	10−1...101 Hz	3·107...3·109 m	weltraumbasierte Laser-Interferometrie, Armlänge 1.000–60.000 km
Hochfrequenzband (Audio)	101...105 Hz	3·103...3·107 m	Tieftemperatur-Resonatoren, erdbasierte Laser-Interferometrie
Very High Frequency Band	105...1012 Hz	3·10−4...3·103 m	Mikrowellenresonator/Wellenleitungs-Detektoren, Laser-Interferometrie und Gauß-Strahl-Detektor
Ultra High Frequency Band	1012 Hz...$\infty$	0...3·10−4 m	Terahertz-Resonatoren, optische Resonatoren und Magnetfeldumwandlungsdetektor

Somit unterscheidet sich das Gravitationswellen-Spektrum vom Spektrum des sichtbaren Lichts. Da einerseits mit Teleskopen nur emittierende Objekte erfasst werden können und andererseits ca. 99 Prozent aller Materie keine Strahlung emittiert, eröffnen Gravitationswellen eine Möglichkeit zur Erfassung dunkler Materie. ⓘ

Plasma mit negativer Masse

Eine mögliche Erklärung für die Schwierigkeiten bei der direkten Beobachtung von Gravitationswellen wurde von den Kosmologen Saoussen Mbarek und Manu Paranjape vorgeschlagen, nachdem sie die mögliche Existenz von negativer Masse nachgewiesen hatten, ohne die Einsteinsche Relativitätstheorie zu verletzen. Mbarek und Paranjape fanden jedoch heraus, dass negative Materie in unserem Universum dennoch existieren könnte, wenn man davon ausgeht, dass sie nicht als herkömmlicher Festkörper, sondern in Form einer perfekten Flüssigkeit vorliegt, in der sich negative und positive Teilchen im De-Sitter-Raum zu einer Art Plasma verbinden. Eine bemerkenswerte Eigenschaft dieses Plasmas ist die Fähigkeit, Gravitationswellen zu absorbieren, was darauf hindeutet, dass die Schwierigkeiten bei der direkten Entdeckung darauf zurückzuführen sein könnten, dass das Universum von gravitationsbedingt "undurchsichtigen" Wolken aus positiv-negativem Plasma bevölkert ist, die die Erde effektiv von der Entdeckung solcher Wellen abschirmen. ⓘ

Bodengestützte Detektoren

Eine schematische Darstellung eines Laserinterferometers ⓘ

Obwohl die Hulse-Taylor-Beobachtungen sehr wichtig waren, liefern sie nur indirekte Beweise für Gravitationswellen. Eine aussagekräftigere Beobachtung wäre eine direkte Messung der Wirkung einer vorbeiziehenden Gravitationswelle, die auch mehr Informationen über das System liefern könnte, das sie erzeugt hat. Ein solcher direkter Nachweis wird durch die außerordentlich geringe Wirkung, die die Wellen auf einen Detektor hätten, erschwert. Die Amplitude einer kugelförmigen Welle nimmt mit dem Kehrwert der Entfernung von der Quelle ab (der Term 1/R in den obigen Formeln für h). Daher nehmen selbst Wellen von extremen Systemen wie verschmelzenden binären schwarzen Löchern auf sehr kleine Amplituden ab, wenn sie die Erde erreichen. Astrophysiker gehen davon aus, dass einige Gravitationswellen, die die Erde passieren, eine Amplitude von h ≈ 10-20 haben, aber im Allgemeinen nicht größer sind. ⓘ

Resonanz-Antennen

Ein einfaches Gerät, mit dem die erwartete Wellenbewegung nachgewiesen werden kann, ist ein so genannter Weber-Stab - ein großer, massiver Metallstab, der von äußeren Schwingungen isoliert ist. Diese Art von Instrument war die erste Art von Gravitationswellendetektor. Die durch eine einfallende Gravitationswelle verursachten Dehnungen im Raum regen die Resonanzfrequenz des Stabes an und könnten so auf ein nachweisbares Niveau verstärkt werden. Es ist denkbar, dass eine nahe Supernova stark genug ist, um ohne Resonanzverstärkung gesehen zu werden. Mit diesem Instrument behauptete Joseph Weber, täglich Signale von Gravitationswellen entdeckt zu haben. Seine Ergebnisse wurden jedoch 1974 von den Physikern Richard Garwin und David Douglass angefochten. Moderne Formen des Weber-Balkens werden immer noch kryogenisch gekühlt mit supraleitenden Quanteninterferenzgeräten betrieben, um Schwingungen zu erkennen. Weber-Balken sind nicht empfindlich genug, um etwas anderes als extrem starke Gravitationswellen zu entdecken. ⓘ

MiniGRAIL ist eine kugelförmige Gravitationswellenantenne, die dieses Prinzip nutzt. Sie befindet sich an der Universität Leiden und besteht aus einer exakt bearbeiteten, auf 20 Millikelvins gekühlten 1 150 kg schweren Kugel. Die kugelförmige Konfiguration ermöglicht die gleiche Empfindlichkeit in allen Richtungen und ist experimentell etwas einfacher als größere lineare Geräte, die ein Hochvakuum erfordern. Ereignisse werden durch Messung der Verformung der Detektorkugel nachgewiesen. MiniGRAIL ist im Bereich von 2 bis 4 kHz sehr empfindlich und eignet sich für den Nachweis von Gravitationswellen, die von rotierenden Neutronensterninstabilitäten oder der Verschmelzung kleiner schwarzer Löcher ausgehen. ⓘ

Derzeit gibt es zwei Detektoren, die auf das höhere Ende des Gravitationswellenspektrums (10-7 bis 10⁵ Hz) ausgerichtet sind: einer an der University of Birmingham, England, und der andere am INFN Genua, Italien. Ein dritter Detektor wird derzeit an der Universität Chongqing, China, entwickelt. Der Detektor in Birmingham misst Änderungen des Polarisationszustands eines Mikrowellenstrahls, der in einer geschlossenen Schleife von etwa einem Meter Durchmesser zirkuliert. Beide Detektoren sollen auf periodische Raumzeitdehnungen von h ~ 2×10-13 /√Hz, angegeben als Amplitudenspektraldichte, empfindlich sein. Der INFN-Detektor in Genua ist eine Resonanzantenne, die aus zwei gekoppelten kugelförmigen supraleitenden harmonischen Oszillatoren mit einem Durchmesser von einigen Zentimetern besteht. Die Oszillatoren sind so ausgelegt, dass sie (wenn sie nicht gekoppelt sind) nahezu gleiche Resonanzfrequenzen haben. Derzeit wird erwartet, dass das System eine Empfindlichkeit für periodische Raumzeitdehnungen von h ~ 2×10-17 /√Hz aufweist, wobei voraussichtlich eine Empfindlichkeit von h ~ 2×10-20 /√Hz erreicht werden kann. Der Detektor der Universität Chongqing soll hochfrequente Relikt-Gravitationswellen mit den vorhergesagten typischen Parametern ≈10¹¹ Hz (100 GHz) und h ≈10-30 bis 10-32 nachweisen. ⓘ

Interferometer

Vereinfachter Betrieb eines Gravitationswellenobservatoriums

Abbildung 1: Ein Strahlteiler (grüne Linie) teilt kohärentes Licht (aus dem weißen Kasten) in zwei Strahlen auf, die von den Spiegeln (cyanfarbene Rechtecke) reflektiert werden; zur Verdeutlichung sind nur ein ausgehender und ein reflektierter Strahl in jedem Arm dargestellt. Die reflektierten Strahlen rekombinieren und ein Interferenzmuster wird entdeckt (lila Kreis).

Abbildung 2: Eine Gravitationswelle, die den linken Arm (gelb) passiert, verändert dessen Länge und damit das Interferenzmuster. ⓘ

Eine empfindlichere Detektorklasse verwendet ein Laser-Michelson-Interferometer, um die durch die Gravitationswelle verursachte Bewegung zwischen getrennten "freien" Massen zu messen. Dadurch können die Massen über große Entfernungen voneinander getrennt werden (was die Größe des Signals vergrößert); ein weiterer Vorteil ist, dass der Detektor für ein breites Spektrum von Frequenzen empfindlich ist (nicht nur für solche in der Nähe einer Resonanz, wie es bei Weber-Balken der Fall ist). Nach jahrelanger Entwicklung wurden 2015 die ersten bodengestützten Interferometer in Betrieb genommen. Das derzeit empfindlichste ist LIGO - das Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory. LIGO verfügt über drei Detektoren: einen in Livingston, Louisiana, einen am Standort Hanford in Richland, Washington, und einen dritten (früher als zweiter Detektor in Hanford installiert), der nach Indien verlegt werden soll. Jedes Observatorium hat zwei Lichtspeicherarme von 4 km Länge. Diese befinden sich in einem 90-Grad-Winkel zueinander, wobei das Licht durch Vakuumröhren mit einem Durchmesser von 1 m läuft, die sich über die gesamten 4 Kilometer erstrecken. Eine vorbeiziehende Gravitationswelle dehnt einen Arm leicht aus, während sie den anderen verkürzt. Dies ist genau die Bewegung, für die ein Interferometer am empfindlichsten ist. ⓘ

Selbst bei so langen Armen verändern die stärksten Gravitationswellen den Abstand zwischen den Enden der Arme nur um höchstens etwa 10-18 m. LIGO sollte in der Lage sein, Gravitationswellen bis zu einer Größe von h ~ 5×10-22 nachzuweisen. Durch Aufrüstungen von LIGO und Virgo soll die Empfindlichkeit noch weiter erhöht werden. Ein weiteres hochempfindliches Interferometer, KAGRA, das sich im Kamioka-Observatorium in Japan befindet, ist seit Februar 2020 in Betrieb. Ein wichtiger Punkt ist, dass eine Verzehnfachung der Empfindlichkeit (Radius der "Reichweite") das Volumen des für das Instrument zugänglichen Raums um das Tausendfache erhöht. Dadurch erhöht sich die Rate, mit der nachweisbare Signale entdeckt werden können, von einem pro zehn Jahre Beobachtung auf zehn pro Jahr. ⓘ

Interferometrische Detektoren sind bei hohen Frequenzen durch das Schrotrauschen begrenzt, das dadurch entsteht, dass die Laser Photonen nach dem Zufallsprinzip erzeugen; eine Analogie ist der Regen - die Niederschlagsmenge ist wie die Laserintensität messbar, aber die Regentropfen fallen wie die Photonen zu zufälligen Zeiten und verursachen Schwankungen um den Durchschnittswert. Dies führt zu einem Rauschen am Ausgang des Detektors, ähnlich wie bei Radio-Störungen. Außerdem werden bei ausreichend hoher Laserleistung die Spiegel durch den von den Laserphotonen auf die Testmassen übertragenen Zufallsimpuls erschüttert, wodurch Signale mit niedrigen Frequenzen maskiert werden. Thermisches Rauschen (z. B. Brownsche Bewegung) ist eine weitere Grenze für die Empfindlichkeit. Neben diesen "stationären" (konstanten) Geräuschquellen werden alle bodengestützten Detektoren bei niedrigen Frequenzen auch durch seismisches Rauschen und andere Formen von Umweltvibrationen sowie durch andere "nichtstationäre" Geräuschquellen eingeschränkt; Knarren in mechanischen Strukturen, Blitzschlag oder andere große elektrische Störungen usw. können ebenfalls Geräusche erzeugen, die ein Ereignis maskieren oder sogar ein Ereignis imitieren. All diese Faktoren müssen bei der Analyse berücksichtigt und ausgeschlossen werden, bevor die Entdeckung als echtes Gravitationswellenereignis betrachtet werden kann. ⓘ

Schematische Darstellung eines Interferometers ⓘ

Heute werden Michelson-Interferometer verwendet, die hindurchwandernde Wellen in Echtzeit beobachten sollen, indem die lokalen Änderungen der Raumzeit-Eigenschaften die empfindliche Interferenz zweier Laserstrahlen verändern. Aktuelle Experimente dieser Art wie GEO600 (Deutschland/Großbritannien), VIRGO (Italien), TAMA 300 (Japan) und LIGO (USA) benutzen Lichtstrahlen, die in langen Tunneln hin- und herlaufen. Ein Unterschied in der Länge der Laufstrecke, wie er durch eine durchlaufende Gravitationswelle verursacht würde, könnte durch Interferenz mit einem Kontrolllichtstrahl nachgewiesen werden. Um auf diese Art eine Gravitationswelle direkt zu detektieren, müssen minimale Längenänderungen in Bezug auf die Gesamtlänge der Messapparatur – etwa 1/10.000 des Durchmessers eines Protons – festgestellt werden. Genauere Messungen auf größere Distanzen sollten zwischen Satelliten erfolgen. Das hierzu geplante Experiment LISA wurde 2011 von der NASA aus Kostengründen aufgegeben, wird aber vielleicht in kleinerem Maßstab von der ESA umgesetzt. Im Juli 2014 stellte die Universität von Tokio ihr KAGRA (Kamioka Gravitational Wave Detector) genanntes Projekt in Hiba vor, das seit Februar 2020 erste Beobachtungen durchführt. Der Versuchsaufbau ähnelt dabei den in den USA und Europa zuvor verwendeten, ist aber um den Faktor 10 empfindlicher, entsprechend dem 1000-fachen Volumen. ⓘ

Die Simulation zeigt zwei Schwarze Löcher, die einander umkreisen und sich schließlich vereinigen. Dabei entstehen Gravitationswellen mit ansteigender Frequenz, die nach außen abgestrahlt werden. ⓘ

Einstein@Home

Die einfachsten Gravitationswellen sind solche mit konstanter Frequenz. Die Wellen, die von einem rotierenden, nicht achsensymmetrischen Neutronenstern ausgehen, wären annähernd monochromatisch: ein reiner Ton in der Akustik. Im Gegensatz zu den Signalen von Supernovae oder binären schwarzen Löchern verändern sich diese Signale in ihrer Amplitude oder Frequenz während des Zeitraums, in dem sie von bodengestützten Detektoren beobachtet werden, kaum. Allerdings würde sich das gemessene Signal aufgrund der durch die Erdbewegung verursachten Dopplerverschiebung etwas verändern. Obwohl es sich um einfache Signale handelt, ist die Detektion aufgrund der großen Datenmengen, die analysiert werden müssen, äußerst rechenintensiv. ⓘ

Das Projekt Einstein@Home ist ein verteiltes Computerprojekt, das ähnlich wie SETI@home auf die Entdeckung dieser Art von Gravitationswellen abzielt. Indem es die Daten von LIGO und GEO in kleinen Stücken an Tausende von Freiwilligen zur parallelen Analyse auf ihren Heimcomputern sendet, kann Einstein@Home die Daten viel schneller durchforsten, als es sonst möglich wäre. ⓘ

Weltraumgestützte Interferometer

Weltraumgestützte Interferometer wie LISA und DECIGO befinden sich ebenfalls in der Entwicklung. Der Entwurf von LISA sieht drei Testmassen vor, die ein gleichseitiges Dreieck bilden, wobei die Laser von jedem Raumfahrzeug zu jedem anderen Raumfahrzeug zwei unabhängige Interferometer bilden. LISA soll sich auf einer Sonnenumlaufbahn befinden, die der Erde folgt, wobei jeder Arm des Dreiecks fünf Millionen Kilometer lang ist. Dadurch befindet sich der Detektor in einem ausgezeichneten Vakuum, weit entfernt von erdgebundenen Störquellen, obwohl er dennoch anfällig für Hitze, Schrotrauschen und durch kosmische Strahlung und Sonnenwind verursachte Artefakte sein wird. ⓘ

Verwendung von Pulsar-Timing-Arrays

Pulsare sind schnell rotierende Sterne. Ein Pulsar sendet Radiowellen aus, die wie die Strahlen eines Leuchtturms über den Himmel wandern, während sich der Pulsar dreht. Das Signal eines Pulsars kann von Radioteleskopen als eine Reihe von regelmäßig aufeinanderfolgenden Impulsen erkannt werden, im Wesentlichen wie das Ticken einer Uhr. GWs beeinflussen die Zeit, die die Pulse brauchen, um vom Pulsar zu einem Teleskop auf der Erde zu gelangen. Ein Pulsar-Timing-Array verwendet Millisekunden-Pulsare, um Störungen aufgrund von GWs in den Messungen der Ankunftszeit von Impulsen an einem Teleskop aufzuspüren, mit anderen Worten, um nach Abweichungen im Ticken der Uhr zu suchen. Um GWs aufzuspüren, suchen Pulsar-Timing-Arrays nach einem ausgeprägten Muster von Korrelation und Anti-Korrelation zwischen den Ankunftszeiten der Pulse mehrerer Pulsare. Obwohl Pulsarimpulse Hunderte oder Tausende von Jahren durch den Weltraum reisen, um uns zu erreichen, sind Pulsar-Timing-Arrays empfindlich für Störungen in ihrer Reisezeit von viel weniger als einer Millionstelsekunde. ⓘ

Die Hauptquelle von GWs, für die Pulsar-Zeitmessgeräte empfindlich sind, sind super-massive Schwarze-Loch-Doppelsterne, die durch die Kollision von Galaxien entstehen. Zusätzlich zu den einzelnen Doppelsternsystemen sind Pulsar-Zeitmessungsarrays empfindlich für einen stochastischen GW-Hintergrund, der sich aus der Summe der GWs vieler Galaxienverschmelzungen ergibt. Andere potenzielle Signalquellen sind kosmische Strings und der primordiale GW-Hintergrund aus der kosmischen Inflation. ⓘ

Weltweit gibt es drei aktive Pulsar-Timing-Array-Projekte. Das nordamerikanische Nanohertz-Observatorium für Gravitationswellen nutzt Daten, die vom Arecibo-Radioteleskop und vom Green Bank Telescope gesammelt wurden. Das australische Parkes Pulsar Timing Array nutzt die Daten des Parkes-Radioteleskops. Das European Pulsar Timing Array nutzt Daten der vier größten Teleskope in Europa: das Lovell Telescope, das Westerbork Synthesis Radio Telescope, das Effelsberg Telescope und das Nancay Radio Telescope. Diese drei Gruppen arbeiten auch im Rahmen des Projekts International Pulsar Timing Array zusammen. ⓘ

Primordiale Gravitationswelle

Primordiale Gravitationswellen sind Gravitationswellen, die im kosmischen Mikrowellenhintergrund beobachtet werden. Sie wurden angeblich vom BICEP2-Instrument entdeckt, eine Meldung vom 17. März 2014, die am 30. Januar 2015 zurückgezogen wurde ("das Signal kann vollständig auf Staub in der Milchstraße zurückgeführt werden"). ⓘ

LIGO- und Virgo-Beobachtungen

Erster Nachweis von Gravitationswellen am LIGO (Ereignis GW150914) ⓘ

Am 11. Februar 2016 gaben Wissenschaftler den ersten direkten Nachweis von Gravitationswellen aus dem laufenden LIGO-Experiment bekannt. Das Ereignis wurde am 14. September 2015 nahezu zeitgleich mit 7 ms Differenz in den beiden LIGO-Observatorien in den USA beobachtet. Es wurden umfangreiche statistische Analysen durchgeführt. Zu den Befunden gehört, dass das Ergebnis mit mehr als fünffacher Standardabweichung signifikant und eindeutig ist. Das messbare Ereignis dauerte 0,2 Sekunden. Die Form des Signals war von einer charakteristischen Form in der Art eines Wavelets, die Vorhersagen aus numerischen Simulationen der Kollision zweier Schwarzer Löcher bestätigte. Es war eine Sinuswelle von 10 bis 15 Zyklen, deren Amplitude bis zu einem Maximum zunahm und dann mit konstanter Frequenz abflaute. Die Signalfrequenz vor der Kollision war proportional zur monoton ansteigenden Umlauffrequenz der sich immer mehr annähernden und einander (zuletzt mit annähernd Lichtgeschwindigkeit) umkreisenden beiden Schwarzen Löcher, sodass die Frequenz bis zu einem konstanten Wert anstieg. Die Amplitude war bis zur Kollision proportional zur Umlaufgeschwindigkeit der Schwarzen Löcher. Das Ereignis fand in einem Abstand von 1,3 Milliarden Lichtjahren (410 Megaparsec) statt. Zwei Schwarze Löcher von rund 29 und 36 Sonnenmassen kreisten umeinander und fusionierten zu einem Schwarzen Loch von 62 Sonnenmassen, 3 Sonnenmassen an Energie wurden in Form von Gravitationswellen abgestrahlt. Das Ereignis wurde als GW150914 bezeichnet. Vorher war noch nicht einmal mit Sicherheit bekannt, ob stellare Schwarze Löcher mit 20 und mehr Sonnenmassen existieren. Das Signal war so intensiv (es war wider Erwarten auch „mit bloßem Auge“ in den Daten zu sehen), dass auch getestet werden konnte, ob Abweichungen zur allgemeinen Relativitätstheorie existieren, was nicht der Fall war. Die Erfassung eines weiteren Gravitationswellenereignisses am 26. Dezember 2015, benannt als GW151226, wurde am 15. Juni 2016 bekannt gegeben. Auch hier verschmolzen zwei Schwarze Löcher, eines von 8 und eines von 14 Sonnenmassen, zu einem Schwarzen Loch von 21 Sonnenmassen, wobei 1 Sonnenmasse an Energie abgestrahlt wurde. Das nächste von LIGO nachgewiesene Gravitationswellenereignis war GW170104 am 4. Januar 2017. Die Schwarzen Löcher mit 20 bzw. 30 Sonnenmassen waren etwa 3 Milliarden Lichtjahre entfernt, die freigesetzte Energie entsprach etwa 2 Sonnenmassen. Im August 2017 wurde erstmals eine solche Welle (GW170814) mit drei Detektoren nachgewiesen (außer den beiden LIGO- noch der italienische Virgo-Detektor), sodass mit Methoden entsprechend klassischer Triangulation die Richtung des auslösenden Ereignisses dem Sternbild Eridanus zugeordnet werden konnte. ⓘ

Ein andersartiges Signal, GW170817, wurde am 17. August 2017 von denselben drei Detektoren (zweimal LIGO sowie Virgo) registriert. Es wird als das Verschmelzen zweier Neutronensterne interpretiert, welche sich zuvor auf immer enger werdenden Spiralbahnen umkreist hatten. Mit einer Dauer von rund 100 Sekunden war das Signal viel länger als die zuvor beobachteten Signale vom Verschmelzen Schwarzer Löcher. Die beiden Objekte lagen wahrscheinlich im Massenbereich zwischen 1,1 und 1,6 Sonnenmassen (die Gesamtmasse betrug etwa 2,7 Sonnenmassen). Nahezu zeitgleich registrierte das Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST) einen kurzen Gammablitz (GRB 170817A), der dem gleichen Ereignis zugeordnet wird. Da der Gammablitz nur 1,7 Sekunden nach dem Ende des Gravitationssignals auftrat, ist nachgewiesen, dass die Geschwindigkeit von Gravitationswellen sich höchstens um einen winzigen Betrag von der des Lichts unterscheidet. Das schließt bestimmte zur Allgemeinen Relativitätstheorie alternative Gravitationstheorien aus. Durch die gute Richtungsauflösung des FGST konnte die Quelle, zuerst vom Las Campanas Observatorium in Chile, auch optisch identifiziert und beobachtet werden. Sie liegt in der 130 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie NGC 4993. Beobachtungen im infraroten, ultravioletten und Röntgenbereich folgten (das Nachglühen wird als sog. Kilonova bezeichnet). Im Rückstand der Kollision wurden schwere Elemente wie Gold, Platin und Uran identifiziert, zu deren Entstehung noch immer viele Fragen offen sind. Die Beobachtung liefert auch neue Erkenntnisse über den Aufbau von Neutronensternen. GW170817 war die erste gleichzeitige Beobachtung eines elektromagnetischen und eines Gravitations-Signals aus gleicher Quelle und eröffnete damit ein neues Kapitel der beobachtenden Astronomie. ⓘ

Die Massen der in dem Ereignis verschmolzenen Komponenten und der abgestrahlten Energie werden aus dem Frequenzverlauf des Signals bestimmt. Der Vergleich mit der Stärke des Signals erlaubt eine Bestimmung der Entfernung, die von der optischen Beobachtung unabhängig ist. Sind beide Beobachtungen verfügbar, wie im Falle von GW170817, so ermöglicht dies eine unabhängige Bestimmung der Hubble-Konstante. Der in diesem Fall ermittelte Wert von H = 70,0 stimmt gut mit dem aus Rotverschiebung der Galaxie bestimmten überein. Weiterhin ergaben sich neue Schranken für eine mögliche Verletzung der Lorentzinvarianz. Es war das Gravitationswellensignal mit der bisher am nächsten liegenden Quelle (etwa 70-mal die Entfernung der Andromedagalaxie), und die Beobachtung lieferte auch die erste Verbindung der bisher rätselhaften Gammablitze mit dem Verschmelzen von Neutronensternen. ⓘ

Unter der Bezeichnung GW170608 wurde 2017 zum 5. Mal eine Verschmelzung Schwarzer Löcher nachgewiesen. Insgesamt waren bis 2018 zehn Gravitationswellen aus dem Verschmelzen Schwarzer Löcher nachgewiesen, sowie eine weitere aus dem Verschmelzen von zwei Neutronensternen. Um die Anzahl jährlich nachgewiesener derartiger Ereignisse ab 2019 wesentlich zu erhöhen, wurde die Empfindlichkeit der LIGO- und VIRGO-Detektoren nach dem Vorbild des GEO600-Detektors mittels gequetschtem Licht technisch verbessert. ⓘ

LIGO-Messung der Gravitationswellen an den Detektoren Hanford (links) und Livingston (rechts) im Vergleich zu den theoretisch vorhergesagten Werten. ⓘ

Seitdem haben LIGO und Virgo weitere Gravitationswellenbeobachtungen von verschmelzenden Doppelsternsystemen gemeldet. ⓘ

Im Jahr 2021 wurde die Entdeckung der ersten beiden Neutronenstern-Schwarzes-Loch-Doppelsterne durch die LIGO- und VIRGO-Detektoren in der Fachzeitschrift Astrophysical Journal Letters veröffentlicht, was es ermöglichte, erste Grenzwerte für die Anzahl solcher Systeme festzulegen. Vor der Gravitationsbeobachtung war noch nie ein Doppelsternsystem aus Neutronenstern und Schwarzem Loch mit herkömmlichen Mitteln beobachtet worden. ⓘ

In der Fiktion

In einer Episode des russischen Science-Fiction-Romans Space Apprentice von Arkady und Boris Strugatsky aus dem Jahr 1962 wird das Experiment zur Beobachtung der Ausbreitung von Gravitationswellen gezeigt, bei dem ein Asteroidenbrocken 15 Eunomia von der Größe des Mount Everest vernichtet wird. ⓘ

In Stanislaw Lems 1986 erschienenem Roman Fiasko wird eine "Gravitationskanone" oder ein "Gracer" (Schwerkraftverstärkung durch kollimierte Resonanzemission) eingesetzt, um einen Kollapsstern umzuformen, so dass die Protagonisten die extremen relativistischen Effekte nutzen und eine interstellare Reise unternehmen können. ⓘ

In Greg Egans Roman Diaspora aus dem Jahr 1997 zeigt die Analyse eines Gravitationswellensignals aus der Inspirationsphase eines nahe gelegenen binären Neutronensterns, dass dessen Kollision und Verschmelzung unmittelbar bevorsteht, was bedeutet, dass ein großer Gammastrahlenausbruch die Erde treffen wird. ⓘ

In Liu Cixins 2006 erschienener Serie Erinnerung an die Vergangenheit der Erde werden Gravitationswellen als interstellares Rundfunksignal verwendet, das als zentraler Handlungspunkt im Konflikt zwischen den Zivilisationen innerhalb der Galaxie dient. ⓘ

Erzeugung und Ausbreitungsgeschwindigkeit

Nach der allgemeinen Relativitätstheorie wirken Änderungen des Gravitationsfeldes nicht instantan im ganzen Raum, wie es in der newtonschen Himmelsmechanik angenommen wird, sondern breiten sich mit Lichtgeschwindigkeit aus (siehe auch Aberration der Gravitation). Demnach werden von jedem System beschleunigter Massen (z. B. einem Doppelsternsystem oder einem um die Sonne kreisenden Planeten) Gravitationswellen erzeugt, ähnlich wie beschleunigte elektrische Ladungen elektromagnetische Wellen abstrahlen. Aufgrund des Birkhoff-Theorems sendet eine sphärisch symmetrisch oszillierende Massenverteilung keine Gravitationswellen aus (ebenfalls analog zur Elektrodynamik). ⓘ

Wellenart

Zweidimensionale Betrachtung von Gravitationswellen, die von zwei einander umkreisenden Neutronensternen ausgesandt werden ⓘ

Gravitationswellen sind analog zu elektromagnetischen Wellen Transversalwellen. Aus Sicht eines lokalen Beobachters scheinen sie die Raumzeit quer zu ihrer Ausbreitungsrichtung zu stauchen und zu strecken. Sie haben ebenfalls zwei Polarisationszustände. Es gibt auch bei ihnen Dispersion. ⓘ

Mathematische Beschreibung

Anders als für elektromagnetische Wellen – die sich aus den linearen Maxwell-Gleichungen ergeben – lässt sich eine Wellengleichung für Gravitationswellen nicht mehr exakt herleiten. Aus diesem Grunde ist auch das Superpositionsprinzip nicht anwendbar. Stattdessen gelten für Gravitationswellen die einsteinschen Feldgleichungen. Für diese können in vielen Fällen nur Näherungslösungen durch lineare Differentialgleichungen ermittelt werden, z. B. die Wellengleichung als Näherung für kleine Amplituden. Da die Annahme kleiner Amplituden am Entstehungsort der Welle in der Regel unzulässig ist, wird es sehr schwierig, die Abstrahlung von Gravitationswellen zu berechnen, was für Vorhersagen über die Messbarkeit der Wellen und die Gestalt der Signale jedoch erforderlich wäre. ⓘ

Aus der Nichtlinearität der Gravitationswellen folgt die Möglichkeit ihrer Darstellung als solitäre Wellenpakete. ⓘ

Quellen von Gravitationswellen

Pulsare

Pulsare sind Neutronensterne, die ein starkes Magnetfeld besitzen und sich mit bis zu 500 Umdrehungen pro Sekunde um die eigene Achse drehen. Weisen diese Pulsare Asymmetrien in ihrer Massenverteilung auf (z. B. durch eine kleine Erhebung auf deren Oberfläche), verursachen sie eine in Frequenz und Amplitude konstante Gravitationswelle. Bislang sind noch keine derartigen Quellen entdeckt worden. ⓘ

Gravitationswellen-Hintergrundstrahlung

Viele Modelle zum Universum sagen starke Gravitationswellen voraus, die kurz nach dem Urknall entstanden sind. Aufgrund der kosmischen Expansion wäre deren Frequenz inzwischen sehr klein. Bei Nachweis dieser Gravitationswellen könnte man viel weiter zeitlich in die Vergangenheit des Universums blicken, als es mit der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung möglich ist. Der ursprünglich für das Jahr 2019 geplante Detektor eLISA wird diese möglicherweise nachweisen können. Nach dem Ausstieg der NASA war die Zukunft des Projektes jedoch ungewiss. Das Folgeprojekt NGO (New Gravitational Wave Observatory) wurde 2012 von der europäischen Weltraumorganisation ESA zugunsten der Mission JUICE, deren Ziel die Erkundung der Jupitermonde ist, zurückgestellt. 2013 wurde das Projekt von der ESA als L3-Mission unter dem Thema „Das gravitative Universum“ in die weiteren Planungen aufgenommen. Der Start ist für 2034 geplant. ⓘ

Experimenteller Nachweis

Die Effekte von Gravitationswellen sind derart klein, dass es auf absehbare Zeit nicht möglich sein wird, künstlich erzeugte Gravitationswellen nachzuweisen, sodass sie allenfalls mit astronomischen Ereignissen nachgewiesen werden können. ⓘ

Signal	modelliert	unmodelliert ⓘ
kontinuierlich	Pulsar	Hintergrund- strahlung
transient	Verschmelzung kompakter Objekte	Supernova

Bei der Suche nach Gravitationswellen unterscheidet man zwischen (quasi-)​kontinuierlichen und kurzzeitigen (transienten) Ereignissen sowie zwischen modellierten (durch theoretische Berechnungen in ihrer Form vorhergesagten) und unmodellierten Ereignissen. ⓘ

Direkter Nachweis

Erste Versuche

1958 versuchte Joseph Weber an der Universität Maryland, Gravitationswellen mit Hilfe von Resonanzdetektoren nachzuweisen: Ein massiver Aluminiumzylinder (Länge 1,8 m, Durchmesser 1 m, Masse 3,3 t) wurde erschütterungsfrei an Drähten aufgehängt. Zur Reduktion von Störungen (Luftmoleküle, eigene Wärmeschwingungen) befand sich der Zylinder gekühlt in einem Vakuum. Außen angebrachte Piezokristalle waren imstande, relative Längenänderungen des Zylinders von 1:10¹⁶ zu detektieren, d. h. 1/100 eines Atomkerndurchmessers. Um lokale Störungen davon unterscheiden zu können, wurde eine gleichartige Apparatur 1000 km entfernt aufgebaut; gleichzeitige Schwingungserscheinungen an beiden Zylindern würden auf Gravitationswellen hinweisen. Eine Ende der 1960er Jahre beobachtete Schwingung könnte durch Gravitationswellen aus dem Zentrum der Milchstraße ausgelöst worden sein. Weiterentwickelte Detektoren bestanden später aus Niobzylindern, die auf wenige Kelvin heruntergekühlt wurden; die Empfindlichkeit wurde auf 1:10¹⁹ gesteigert. Fünf dieser Detektoren in Genf, Louisiana, Westaustralien, Maryland und Stanford wurden zusammengeschaltet. ⓘ

Ein eindeutiger Nachweis gelang mit diesen Methoden bislang nicht. Ein Nachteil dieser Technik ist, dass die Zylinder nur in einem sehr engen Bereich ihrer Resonanzfrequenz und nur für sehr starke Gravitationswellen ausreichend empfindlich sind. Aus diesem Grund wandte man sich anderen Möglichkeiten zum Nachweis dieser Wellen zu. ⓘ

Trivia

Die Deutsche Post brachte 2017 eine Briefmarke Gravitationswellen zu 0,70 € heraus. ⓘ

Der deutsche Physiker Heinz Billing konstruierte in den 1970ern Laser-Interferometer für die Messung von Gravitationswellen, die wichtige Erkenntnisse für die späteren Detektoren lieferten, aber viel zu klein waren um erfolgreich zu sein. Nach seiner Emeritierung war er weiter an den Entwicklungen interessiert und sagte einem Kollegen: „Ich bleibe so lange am Leben, bis sie diese Gravitationswellen gefunden haben.“ Am 11. Februar 2016, als die Ergebnisse zur Entdeckung der Gravitationswellen bekannt gegeben wurden, war er 102 Jahre alt und starb wenige Monate darauf. ⓘ