Gravitationswellendetektoren, Meßgeräte zum Nachweis von Gravitationswellen. Bis heute konnte die Existenz von Gravitationswellen wegen der zu erwartenden extrem kleinen Amplitude nicht direkt bestätigt werden. Die direkte Messung von Gravitationswellen durch Detektoren auf der Erde ist jedoch von großem Interesse, da sich dadurch neben der Spektroskopie an elektromagnetischer Strahlung ein ganz neues Fenster der Astronomie öffnen würde. Das Prinzip von Gravitationswellendetektoren beruht darauf, daß benachbarte Testmassen durch eine einfallende Gravitationswelle eine Relativbeschleunigung erfahren. Aus diesem Grundprinzip können im wesentlichen zwei unterschiedlichen Typen von Detektoren konstruiert werden. Resonanzdetektoren wurden ab 1956 an der Universität Maryland von J. Weber entwickelt, der dafür massive, 1000-2000 kg schwere Aluminium-Zylinder mit einer mechanischen Resonanzfrequenz von rund 1000 Hz verwendete. Beim Einfall einer Gravitationswelle mit Frequenzanteilen in der Nähe der Resonanz wird der Detektor zu Schwingungen angeregt, die piezoelektrisch registriert werden. Die minimale Strahlungsintensität, auf die ein solcher Detektor anspricht, beträgt



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Daher besitzt ein möglichst empfindlicher Resonanzdetektor neben einer großen Masse m eine hohe mechanische Güte Q und arbeitet bei niedriger Temperatur T. Der Faktor A ist eine Gerätekonstante. In den Jahren 1968-1973 berichtete Weber davon, mit einer Rate von einigen Ereignissen pro Tag erste Signale gemessen zu haben. Diese wurden aber von anderen Gruppen, die daraufhin eigene Resonanzdetektoren bauten und in Betrieb nahmen, nicht bestätigt. Heute befinden sich eine Reihe von Resonanzdetektoren u.a. in Genf, Moskau, Peking, Stanford und Tokyo in Betrieb. Während Weber bei Raumtemperatur eine maximale Empfindlichkeit von h = 10-16 erreichte, werden Resonanzdetektoren heute bei tiefsten Temperaturen betrieben. So erreicht z.B. das am CERN in Genf betriebene Gerät bei T = 3 mK eine Empfindlichkeit von h = 10-18-10-19 für Stoßwellen. Ein schwerwiegender Nachteil von Resonanzdetektoren liegt darin, daß ihre Empfindlichkeit außerhalb eines sehr engen Frequenzbereichs um die Resonanzfrequenz schnell gegen null geht. Laser-Interferometerdetektoren werden nach dem Prinzip des Michelson-Interferometers konstruiert. Trifft eine Gravitationswelle so auf das Interferometer, daß die beiden Arme unterschiedlich verformt werden, so ändert sich das Interferenzmuster. Die maximale Empfindlichkeit

hängt von der Meßdauer τ, der Armlänge L des Interferometers und der Masse m der Interferometerspiegel ab. Für die typischen Werte τ = 1 ms, L = 3 km und m = 100 kg resultiert die theoretische Meßgrenze h = 10-23. Seit einigen Jahren befindet sich eine Reihe von Laser-Interferometerdetektoren in Bau (Tabelle). Erste Ergebnisse werden frühestens im Jahr 2000 erwartet. Laser-Interferometerdetektoren arbeiten in einem breiten Frequenzband. Erdgebundene Detektoren wie GEO 600, LIGO oder VIRGO sollen den Bereich ω = 1-1000 Hz abdecken. Bei niedrigeren Frequenzen fällt die Empfindlichkeit solcher Detektoren durch das praktisch nicht mehr abschirmbare Vibrationsrauschen proportional zu ω-4. Daher kommt für den vielversprechenden Frequenzbereich 10-4-1 Hz nur ein im Weltraum stationiertes Laser-Interferometer in Frage (LISA, MIGO). Das Weltraumexperiment MIGO (Michelson Millimeter Wave Interferometer Gravitational-Wave Observatory) soll aus drei Satelliten in geostationären Umlaufbahnen bestehen, die ein Michelson-Interferometer mit ca. 60 000 km Armlänge im Weltraum bilden. Die Satelliten von LISA sollen ein gleichseitiges Dreieck mit einer Armlänge von 5 Mio. km bilden. [PVDH, RAP, TB]

Gravitationswellendetektoren: Derzeit im Bau bzw. in der Planung befindliche Projekte.

Projekt Länder Armlänge Frequenz [Hz] Standort
LISA international 5 · 106 km 10-4-1 Weltraum
MIGO international 60 000 km 10-3-10-1 Weltraum
LIGO (2 Anlagen) USA je 2 × 4 km 1-1000 Hanford/Livingston
VIRGO Fr/I 2 × 3 km 1-1000 Pisa
GEO600 GB/D 2 × 600 m 1-1000 Hannover
TAMA300 JPN 2 × 300 m 1-1000 Mitaka