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GW170817: Gravitationswellenbeobachtung eines Doppel-Neutronenstern-Systems

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Am 17. August 2017 um 12:41:04 UTC (14:41:04 Uhr in Mitteleuropa) registrierten die Gravitationswellendetektoren des LIGO-Virgo-Netzwerkes ein Gravitationswellensignal, genannt GW170817, ausgelöst von zwei einander umkreisenden kompakten Sternüberresten, sogenannten Neutronensternen. Dieses Ereignis folgte nur drei Tage nach dem ersten Nachweis von verschmelzenden Schwarzen Löchern, der LIGO und Virgo gemeinsam gelang: GW170814 (siehe Zusammenfassung als PDF).

Schon länger erwarteten Gravitationswellenastronomen Signale von verschmelzenden Neutronensternen, da solche Objekte im Universum bekanntermaßen häufig vorkommen (siehe z.B. den ATNF-Katalog), und weil auch Binärsysteme von Neutronensternen bereits mit Radioteleskopen beobachtet wurden. Das berühmteste Beispiel ist der Hulse-Taylor-Binärpulsar, der 1974 entdeckt wurde. Radioastronomen verfolgen seine Umlaufbahn seit über 40 Jahren und haben gemessen, dass die beiden Neutronensterne sich langsam einander annähern; sie "spiralen" aufeinander zu. In etwa 300 Millionen Jahren wird der Hulse-Taylor-Binärpulsar verschmelzen und dabei ein ähnliches Signal erzeugen, wie das jetzt von LIGO und Virgo beobachtete GW170817.

Das Detektornetzwerk befand sich in der zweiten Beobachtungskampagne (O2 genannt, O für Observation) - die beiden LIGO-Detektoren hatten diese am 30. November 2016 begonnen, und Virgo schloss sich am 01. August 2017 an. Mehrere Detektoren erlauben es Gravitationswellenastronomen, die Herkunft des Signals am Himmel zu bestimmen; je mehr Detektoren, desto besser können sie die Richtung am Himmel einschränken. GW170817 wurde auf einen länglichen Bereich (einer Ellipse) lokalisiert, der etwa 2 Grad breit und 15 Grad lang ist und eine Gesamtfläche von etwa 28 Quadratgrad misst. (Dies entspricht in etwa der Form und scheinbaren Größe einer Banane, wenn man sie auf Armlänge entfernt hält.). Dieses Himmelsgebiet liegt im Sternbild Hydra, der Wasserschlange, mit einem Zentrum nahe des auch mit dem bloßen Auge sichtbaren Sterns Psi Hydrae.

Weitere Beobachtungen: "Multi-Messenger"-Astronomie auf vielen Kanälen

Nur 1,7 Sekunden nachdem das Gravitationswellensignal gemessen wurde, registrierte das NASA-Weltraumteleskop Fermi-GBM den Gammablitz GRB170817A. Starke Signale wie GW170817 oder GRB170817A werden oft als "Trigger" (Auslöser) bezeichnet, da sie den Anstoß zu weiteren astronomischen Beobachtungen geben. Im Falle dieses Ereignisses alamierten der Gravitationswellen- und Gamma-Trigger die astronomische Gemeinschaft, was eine Vielzahl von Folgebeobachtungen auslöste, die das Nachglühen dieser Verschmelzung in der Nähe der Galaxie NGC 4993 nachweisen konnten. Weitere Details zu dieser Beobachtungskampagne, die Gravitationswellen sowie viele Wellenlängenbereiche elektromagnetischer Strahlung wie z.B. sichtbares Licht und Radiowellen umfasst (sozusagen auf mehreren Kanälen, auf Englisch auch "Multi-Messenger"-Astronomie genannt), finden sich in der begleitenden Zusammenfassung hier.

Das Gravitationswellensignal

Unsere Detektoren können die von einem Neutronenstern-Binärsystem ausgehenden Gravitationswellen für eine Minute und länger beobachten. Im Falle von GW170817 waren die beiden Neutronensterne 100 Sekunden vor der Verschmelzung noch etwa 400 Kilometer voneinander entfernt, vollendeten aber bereits jede Sekunde 12 ganze Umläfe. Mit jedem Umlauf kamen die Sterne einander durch das Abstrahlen von Gravitationswellen etwas näher. Mit der so schrumpfenden Umlaufbahn bewegten sie sich immer schneller und schneller umeinander, und die Stärke und Frequenz der Gravitationswellen nahm weiter zu. Dieses Schrumpfen der Umlaufbahnen nennt man "Inspiral", und die zunehmende Frequenz ergibt das typisch-zwitschernde "Chirp"-Signal. Diese Entwicklung schreitet immer schneller fort, bis die beiden Sterne schließlich verschmelzen und ein einziges Objekt übrigbleibt.

Als bildliche Darstellung des Signals schauen sich Gravitationswellenastronomen die Detektordaten gerne in Form von Spektrogrammen an. In diesen Farbbildern wird die Zeit auf der horizontalen Achse und die Frequenz von Fluktuationen in den Messdaten auf der vertikalen Achse aufgetragen. (Niedrige Frequenzen sind unten, hohe Frequenzen oben.) Das Spektrogramm für den "Chirp" eines Neutronenstern-Binärsystems ist eine dünne, lange Kurve, anfangs flach und wenig herausstechend, die aber mit zunehmender Zeit immer heller zu sehen ist und zu höheren Frequenzen ansteigt. Am Ende wird der Anstieg immer steiler, bis die Sterne schließlich verschmelzen.

Das Signal GW170817 ist in den Spektrogrammen beider LIGO-Detektoren deutlich sichtbar, jedoch nicht im Virgo-Detektor. Diese Tatsache hat bedeutend zur Lokalisierung des Signals am Himmel beigetragen: Jeder Detektor kann Signale in bestimmten Bereichen am Himmel besser messen als in anderen. Da GW170817 in den LIGO-Detektoren besonders deutlich war, aber weniger in Virgo, muss dieses Signal aus einem Bereich am Himmel kommen, wo es für Virgo zu diesem Zeitpunkt schwieriger zu beobachten war. Dies verbesserte die Lokalisierungsgenauigkeit enorm gegenüber einer Berechnung mit nur den beiden LIGO-Detektoren.

Datenreinigung: Minderung der Auswirkungen eines "Glitch"-Störimpulses

Die automatische LIGO Analyse-Software hatte das Signal ursprünglich nur im Hanford-Detektor gefunden, nicht im zweiten Detektor in Livingston, obwohl es im Spektrogramm auch mit bloßem Auge sichtbar ist. Das Problem war, dass in Livingston inmitten des Gravitationswellensignals ein kurzer Störimpuls, ein sogenannter "Glitch", auftrat, vergleichbar mit einem spontanen Knacken in einer Stereoanlage. Dieser Glitch musste aus den Daten herausgerechnet werden, damit sie ungestört auf das astronomische Signal hin untersucht werden konnten. Diese Reinigungsprozedur muss vorsichtig erfolgen, damit nur der Störimpuls, aber nicht das eigentliche Gravitationswellensignal, entfernt wird.

Solche Störungen treten in Gravitationswellendetektoren immer wieder auf; so einen Störimpuls wie bei GW170817 gibt es etwa alle paar Stunden. Lesern, die mehr über Glitch-Störungen erfahren möchten, empfehlen wir einen Besuch bei unserem Projekt für Mitmachwissenschaft: GravitySpy, zu finden unter gravityspy.org. In diesem Projekt sehen sich Freiwillige aus der ganzen Welt Spektrogramme von LIGO-Daten an und helfen dabei, Störimpulse zu identifizieren und zu klassifizieren. Die Ergebnisse werden dann von LIGO-Wissenschaftlern benutzt, um das Verhalten der Detektoren besser zu verstehen und unsere Analysemethoden zu verbessern.

Eigenschaften des Herkunftssystems

Jede Quelle einer Gravitationswelle erzeugt ein anderes Signal. Dieses hängt von den astrophysikalischen Eigenschaften des erzeugenden Systems ab. Wichtige Charakteristika sind beispielweise die Masse der einzelnen Objekte, wie schnell sich diese um sich selbst drehen (ihr "Spin"), wie einfach sie gequetscht oder verformt werden können, wie die Umlaufbahn zu unserer Sichtlinie geneigt ist und so weiter. Das Zusammenspiel dieser Eigenschaften bestimmt die charakteristische Form, Stärke und zeitliche Entwicklung der Gravitationswellen, die wir so genau wie möglich vermessen, um daraus auf die Eigenschaften der astrophysikalischen Quelle zu schließen.

Diese Rückschlüsse können allerdings nicht perfekt genau sein, da schon das Signal nicht mit perfekter Genauigkeit gemessen werden kann. Deshalb geben wir für die Größen, die die Eigenschaften des Doppelsternsystems beschreiben, bestimmte Spannen an, die mit hoher Wahrscheinlichkeit gut zu den Daten passen. (Wissenschaftler nennen diese Spanne oft "Fehlerbalken"; genauer gesagt wird das Ergebnis der Art von statistischer Analyse, die auch die LIGO-Virgo-Kollaboration durchführt, A-posteriori-Wahrscheinlichkeit oder einfach nur "Posterior" genannt.)

Die Analyse des Gravitationswellensignals GW170817 zeigt, dass die Massen der individuellen Objekte des Doppelsternsystems jeweils zwischen 0,86 und 2,26 Sonnenmassen lagen. Deren Eigendrehung (Spin) können wir nicht sehr gut messen - eine andere Eigendrehung verändert aber das Signal ähnlich wie eine andere Masse. Angenommen, die einzelnen Objekte drehen sich relativ langsam: Dann können die gemessenen Daten ebenso gut durch nun genauer bekannte Massen zwischen 1,17 und 1,60 Sonnenmassen beschrieben werden. In beiden Fällen sind die Massen konsistent mit denen aller bekannten Neutronensterne. Dies erhöht unser Vertrauen darin, dass es sich bei der Quelle um einen Doppelneutronenstern handelt.

Eine andere Eigenschaft, die mithilfe von Gravitationswellen recht genau ermittelt werden kann, ist die Entfernung der Quelle (oder genauer, in astronomischer Sprache, deren Leuchtkraftentfernung). Die Leuchtkraftentfernung, abgeleitet aus dem Gravitationswellensignal allein, beträgt 40 Megaparsec (ungefähr 130 Millionen Lichtjahre), was in etwa der bekannten Entfernung zur Galaxie NGC 4993 entspricht. Durch die Kombination der Gravitationswellen-Entfernungsmessung und der optischen Zuordnung der Quelle zu NGC 4993 können wir die Hubble-Konstante messen, die die Expansion des Universums beschreibt - zum ersten Mal gemeinsam mit Gravitationswellen- und elektromagnetischen Beobachtungen, und unabhängig von anderen Bestimmungsmethoden für diese Größ. (Siehe auch diese Zusammenfassung zu einem parallel erschienenen Artikel in Nature, derzeit nur auf Englisch verfügbar.).

Neutronensterne bestehen aus extrem dichter Materie, so dass sie sich ganz anders als alltägliche Objekte auf der Erde verhalten. Astrophysikalische Beobachtungen dieser Sterne sind deshalb eine Art Labor, um diese extrem dichte Materie zu studieren. Physiker beschreiben extrem dichte Materie mithilfe einer "Zustandsgleichung", die Druck und Dichte zueinander in Beziehung setzt - ähnlich dem bekannteren "Idealen Gasgesetz" PV=nRT. Es gibt viele verschiedene theoretisch mögliche Zustandsgleichungen und Astronomen wie Kernphysiker wüssten gern, welche von ihnen Neutronensterne am besten beschreibt. Masse und Zustandsgleichung bestimmen die Größe eines Neutronensterns und auch wie sich sein Gravitationspotential ändert, wenn der Stern durch die Gravitation seines Begleiters verformt wird. (Die verantwortlichen Kräfte werden Gezeitenkräfte genannt, ähnlich dem Einfluss des Mondes auf die Meere der Erde.) Die Analyse von GW170817 ergibt einige interessante Einschränkungen der möglichen Verformungen durch Gezeitenkräfte, kann uns aber nicht endgültig sagen, wie die korrekte Zustandsgleichung lautet.

Was könnte die Quelle sonst gewesen sein?

Wie mit allen wichtigen Entdeckungen in der Astronomie haben wir auch aus GW170817 zwar viel gelernt, aber viele Fragen sind noch unbeantwortet geblieben. Die zwei größten von ihnen haben mit der eindeutigen Bestimmung der beteiligten Objekte zu tun. Die zusätzlichen elektromagnetischen Beobachtungen machen klar, dass wenigstens eines der beiden Doppelsternobjekte ein Neutronenstern war. Das heißt aber noch nicht notwendigerweise, dass das andere ebenfalls einer war. Auch wenn beide Komponenten Massen besitzen, die ähnlich denen der bekannten Neutronensterne sind, könnte doch eines von ihnen ein ungewöhnlich leichtes Schwarzes Loch gewesen sein. Astronomen haben bisher noch kein Schwarzes Loch mit einer Masse ähnlich der eines Neutronensterns gesehen, aber sie haben auch keinen Beweis dafür, dass kein solches existiert. Möglicherweise war GW170817 also ein Doppelsternsystem bestehend aus einem Neutronenstern und einem Schwarzen Loch. Letztlich ist jedoch aufgrund der Massen die Interpretation als Doppelneutronenstern überzeugender.

Die andere Frage ist, was aus GW170817 nach der Verschmelzung wurde. Zwei Ergebnisse sind möglich: Entweder entstand ein äußerst schwerer Neutronenstern (es wäre der schwerste bekannte Neutronenstern überhaupt) oder ein Schwarzes Loch (es wäre das leichteste bekannte Schwarze Loch). Beide Möglichkeiten sind faszinierend, aber unsere Daten sind leider nicht gut genug, um zwischen ihnen zu entscheiden. Alles, was wir sicher über dieses verbleibende Objekt wissen, ist, dass seine Masse etwa 3 Sonnenmassen (oder weniger) beträgt.

Weiterführende Informationen:

Glossar

  • Schwarzes Loch: Eine Raumzeitregion, erzeugt durch eine extrem kompakte Masse, in der die Gravitation so stark ist, dass nichts, nicht einmal mehr Licht, entkommen kann.
  • Gammastrahlung: Eine Form von elektromagnetischer Strahlung - die energiereichste des elektromagnetischen Spektrums.
  • Neutronenstern: Extrem dichtes Objekt, das nach dem Kollaps eines schweren Sterns zurückbleibt.

Abbildung 1.

Abbildung 1: Diese Diagramme zeigen Spekrogramme des Signals GW170817 in den drei Gravitationswellendetektoren der LIGO-Virgo-Kollaboration. Auf der horizontalen Achse ist die Zeit aufgetragen, auf der vertikalen die Frequenz. Das Doppelsternsignal "chirpt": es beginnt bei niedrigen Frequenzen auf der linken Seite, um dann zur rechten Seite hin stärker und höher zu werden. Der Störimpuls ("Glitch") wurde aus dem LIGO-Livingston-Spektrogramm entfernt und ist deshalb nicht zu sehen.

Abbildung 2.

Abbildung 2: Das obere Bild zeigt den Störimpuls ("Glitch") in den Daten des LIGO-Livingston-Detektors, außerdem ist der Doppelsternchirp deutlich zu sehen. Das untere Bild zeigt den Strain (die Größe, mit der wir die Stärke des Signals beschreiben, mit der die Detektorarme gedehnt werden) des Glitches als Funktion der Zeit. Der Glitch ist kurz (er dauert nur etwa eine Viertelsekunde), aber sehr laut. Man kann ihn mit einer Korrekturtechnik auf das Niveau der orangenen Spur verringern, das dem in Detektoren wie LIGO stets vorhandenen Hintergrundrauschen entspricht.

Abbildung 3.

Abbildung 3: Sphärische Himmelskarte, die den von LIGO und Virgo gemessenen Herkunftsort von GW170817 zeigt. Die Ovale (blau und grün) zeigen die Lokalisierung durch zwei verschiedene Analyseprogramme. Das Kreuz zeigt den Ort der Galaxie NGC 4993 im Sternzeichen Hydra. Das Diagramm rechts unten zeigt die Messung der Entfernung zur Quelle anhand der Gravitationswellendaten.

Abbildung 4.

Abbildung 4: Dieses Diagramm zeigt unsere besten Abschätzungen der Massen der beiden Doppelsternkomponenten. Alle Massekombinationen innerhalb des diagonalen Streifens sind kompatibel mit den Daten. Für jeden Punkt in diesem Bereich zeigen der entsprechende Wert auf der horizontalen Achse und derjenige auf der vertikalen Achse die zugehörige Kombination von Massen der beiden Komponenten. Die Farben unterscheiden zwischen der Annahme schwacher Eigendrehung (blau) und starker Eigendrehung (grün).

Abbildung 5.

Abbildung 5: Dies zeigt die Verformbarkeit der Neutronensterne durch Gezeitenkräfte. Horizontale und vertikale Achse entsprechen jeweils einem der beiden Sterne und seiner Verformbarkeit. Das reale GW170817-System entspricht einem Punkt in diesem Bereich, wobei die gestrichelten Linien, markiert mit 90% und 50%, die Wahrscheinlichkeiten angeben, dass sich das System unterhalb und links der jeweiligen Linie befindet. Das Ergebnis bei Annahme starker Eigendrehung ist auf der linken Seite zu sehen, für schwache Eigendrehung auf der rechten.

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