Licht als Maßstab

Zum Funktionsprinzip von interferometrischen Detektoren wie bei GEO600 und LIGO

Ein Artikel von Peter Aufmuth

Gravitationswellen, Änderungen in der Struktur der Raumzeit, die sich wellenförmig ausbreiten, gehören zu den faszinierendsten Vorhersagen der Allgemeinen Relativitätstheorie. Dementsprechend groß ist das Interesse, sie direkt nachzuweisen. Die frühesten Detektoren waren so genannte Resonanzdetektoren (siehe das Vertiefungsthema Schwingende Körper). Als besser geeignet für den  Nachweis habe sich allerdings die so genannten interferometrischen Detektoren bewiesen, um die es in diesem Vertiefungsthema gehen soll.

Gravitationswellen bewirken rhythmische Verzerrungen des Raums (den einfachsten Fall zeigt die Animation auf der Seite Rhythmische Verzerrungen im Kapitel Gravitationswellen von Einstein für Einsteiger). Das hat Konsequenzen beispielsweise für ein Lichtsignal, das von einer frei fallenden Testmasse zu einer zweiten geschickt wird: Je nachdem, ob der Raum zwischen Start und Ziel gravitationswellenbedingt gestreckt oder gestaucht wird, während das Licht von einer Testmasse zur anderen läuft, kommt es einmal etwas später, dann wieder etwas früher an als ohne Gravitationswelle. Etwas anders ausgedrückt: Eine Gravitationswelle führt zu Änderung der Lichtlaufzeit zwischen frei fallenden Testmassen. Anfang der 1970er Jahre erkannte man, dass ein Interferometer vom Michelson-Typ ideal geeignet ist, diese Laufzeiteffekte nachzuweisen.

Michelson-Interferometer

Ein Michelson-Interferometer hat zwei Arme, zwei Lichtlaufmöglichkeiten, die senkrecht aufeinanderstehen. Es misst die Verschiebung zwischen Lichtwellen, die den einen und den anderen Arm durchlaufen. Die Laufzeitunterschiede, die auftreten, wenn eine Gravitationswelle die Anordnung verzerrt, etwa den einen Arm etwas staucht und den anderen verlängert, führen genau zu dieser Art von Verschiebung. Das folgende Bild zeigt den Aufbau eines Michelson-Interferometers, so, wie es etwa im Gravitationswellendetektor GEO600 benutzt wird:

Als Lichtquelle musste zunächst ein Laser entwickelt werden, der in Frequenz und Intensität fast keine Schwankungen mehr aufweist. Der einfallende Laserstrahl wird durch einen Strahlteiler aufgespalten; die beiden Teilstrahlen durchlaufen je einen Arm und werden reflektiert (Spiegel Sp1 und Sp2). Am Ausgang der Anlage überlagern sich Lichtwellen, die beide Messstrecken durchlaufen haben, und es kommt zur so genannten Interferenz zwischen ihnen: je nachdem, ob Wellenberg auf Wellenberg trifft und sich die Teilstrahlen dadurch verstärken, oder ob Wellenberg mit Wellental zusammenfällt und sich die Teilstrahlen gegenseitig auslöschen, ist es am Ausgang hell oder dunkel. Welcher Fall eintritt, hängt davon ab, wie lange Wellenberge und -täler der einzelnen Teilstrahlen benötigen, um vom Strahlteiler aus durch den betreffenden Arm und zurückzulaufen. Selbst geringste Veränderungen des Längenunterschieds zwischen den beiden Armen können in dieser Weise am Ausgang für deutliche Helligkeitsschwankungen sorgen.

Die überlagerten Teilwellen werden mit einem Photodetektor nachgewiesen. Man stellt die Anlage so ein, dass die beiden Lichtwellen, die die beiden Arme durchlaufen, in etwa im Gegentakt schwingen und sich daher so gut wie auslöschen („destruktive Interferenz“, Wellenberge der einen treffen auf Wellentäler der anderen Teilwelle). Der Ausgang ist dann dunkel. Verändert eine Gravitationswelle die Länge der beiden Arme, dann geraten die Lichtwellen ausser Takt. Am Ausgang entsteht dann ein Signal, das heisst etwas Helligkeit.

Im Gegensatz zu den Resonanzantennen sind Interferometer für Gravitationswellensignale mit vielen verschiedenen Frequenzen empfindlich, genauer: für alle Wellen in einem Frequenzbereich von etwa 10 bis 5000 Hertz. Ein weiterer Vorteil ist, dass sie es erlauben, den zeitlichen Verlauf eines Gravitationswellensignals zu verfolgen. So lassen sich direkt die charakteristischen Melodien der verschiedenen Arten von Signalen erlauschen, etwa das Zirpen verschmelzender Neutronensterne (vergleiche das gleichnamige Vertiefungsthema).

Die Empfindlichkeit steigern

Die Empfindlichkeit eines interferometrischen Detektors hängt von der Armlänge und der in den Armen umlaufenden Lichtleistung ab – je länger die Arme, je größer die Lichtleistung, desto besser. Da die Ausgangsleistung der heutigen Laser bei weitem nicht ausreicht, hat man sich einen Trick einfallen lassen, der die umlaufende Lichtleistung erhöht: Im Betrieb ohne Gravitationswelle bleibt es an der Photodiode, wie erwähnt, dunkel. Das Licht wird dabei aber keineswegs vernichtet, sondern nur umverteilt: man kann zeigen, dass in dieser Situation ganz einfach besonders viel Licht über den Strahlteiler in Richtung Laser zurückläuft. Dieses Licht kann erneut verwendet werden. Dazu dient der Spiegel PR, der das herauskommende Licht ins Interferometer zurückreflektiert und so die Lichtleistung im Interferometer erhöht („Power-Recycling“ = Leistungsverstärkung).

Eine andere Möglichkeit, die Empfindlichkeit zu erhöhen, besteht darin, das Signal mit sich selbst überlagern und so mehrfach zu verstärken („Signal-Recycling“). Dazu dient ein Spiegel hinter dem Ausgang des Interferometers, in der obigen Abbildung mit SR bezeichnet. Das Verfahren ist eine Spezialität des Detektors GEO600: Dieser Detektor hat zwar im Vergleich zu den anderen Detektoren eine eher geringe Armlänge (namensgebende 600 Meter) und ist damit zunächst einmal weniger empfindlich. Das Signal-Recycling gleicht diesen Nachteil mehr als aus – zumindest in einem bestimmten Frequenzbereich der zu messenden Gravitationswellen.

Seit 2001 sind an fünf Standorten große interferometrische Detektoren mit Armlängen zwischen 300 und 4000 Meter in Betrieb: Die LIGO-Anlagen in Hanford und in Livingston (USA); GEO600 in Ruthe bei Hannover (Deutschland); Virgo in Cascina bei Pisa (Italien); TAMA300 in Tokio (Japan). (Einige weitere Informationen sowie Links zu den Webseiten der Detektorgruppen finden sich im Vertiefungsthema Ohren in aller Welt.) Die Gravitationswellendetektion ist eine Gemeinschaftsaufgabe: Alle Gruppen arbeiten in der LIGO Scientific Collaboration zusammen.

Mit der ersten Generation von laserinterferometrischen Detektoren wird eine relative Empfindlichkeit von 10^-21 angestrebt. Man kann damit bei einer 1 km langen Messstrecke eine Längenänderung nachweisen, die einem Tausendstel eines Atomkerndurchmessers entspricht.

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