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Nobelpreis für Physik - indirekter Nachweis von Gravitationswellen

Für die Entdeckung eines neuen Pulsartyps, die ihnen bereits vor 19 Jahren gelang, wurden die Astronomen Joseph H. Taylor und Russell A. Hulse von der Universität Princeton (New Jersey) mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet. Ihre Beobachtungen erlaubten eine glänzende Bestätigung der allgemeinen Relativitätstheorie.


Gemäß einer der Vorhersagen der 1915 von Albert Einstein aufgestellten allgemeinen Relativitätstheorie sollten beschleunigte Massen Energie in Form von Gravitationswellen aussenden. Ein ähnlicher Vorgang ist von beschleunigten elektrisch geladenen Teilchen her vertraut, die elektromagnetische Wellen emittieren. Beispielsweise basiert die Rundfunktechnik auf diesem Prinzip: Oszillierende Elektronen in einer Antenne strahlen die zu übertragende Information als Radiowellen ab.

Da aber die Gravitation oder Schwerkraft um viele Größenordnungen schwächer ist als die elektromagnetische Kraft, sind Gravitationswellen weit schwieriger nachzuweisen als Radiowellen. Versuche, sie mit speziellen Detektoren direkt zu registrieren, scheiterten bisher. Um so größere Bedeutung kommt darum Experimenten zu, die ihre Existenz indirekt bestätigen. Als Meßobjekte eignen sich dabei vor allem schnell rotierende Himmelskörper wie etwa enge Doppelsternsysteme – insbesondere solche, die einen massereichen, kompakten Neutronenstern enthalten.

Wie so oft bei bahnbrechenden wissenschaftlichen Entdeckungen spielte in der nun ausgezeichneten Forschungsarbeit der Zufall eine erhebliche Rolle: Taylor und Hulse hatten keineswegs vor, Gravitationswellen nachzuweisen; ihr Interesse galt vielmehr den Pulsaren – Radioquellen, die in kurzen, konstanten Zeitintervallen Radiopulse aussenden. Die Entdeckung dieser merkwürdigen Himmelskörper wenige Jahre zuvor war gleichfalls ein Zufallstreffer gewesen.

Die Entdeckung der Pulsare


Ende 1967 war Jocelyn Bell als Doktorandin an der Universität Cambridge (Großbritannien) damit beschäftigt, mit einer neuartigen Antennenanlage des Mullard-Radioastronomie-Observatoriums (MRAO) den Himmel zu durchmustern, um die Positionen aller szintillierenden Radioquellen zu bestimmen. Die von ihr verwendeten Empfänger gestatteten eine Zeitauflösung, wie sie in der Radioastronomie bis dahin ohne Beispiel war; zudem arbeitete die Antenne in einem Wellenlängenbereich, den man noch nicht genutzt hatte. Wie sich im nachhinein herausstellte, war die Anlage damit geradezu prädestiniert für die Entdeckung der Pulsare.

Ende November jenes Jahres registrierte die Astronomin kurze Radiopulse extraterrestrischen Ursprungs, die sich mit außerordentlicher Regelmäßigkeit alle 1,337 Sekunden wiederholten. Aber woher kamen sie? Aus der Pulsdauer von nur einigen Millisekunden folgte, daß das aussendende Objekt nicht größer als wenige tausend Kilometer sein konnte, also etwa den Durchmesser eines Planeten haben mußte.

Erste Anhaltspunkte für die Entfernung zur Quelle ergaben sich aus der von zwei anderen Mitgliedern der Arbeitsgruppe, John Pilkington und Paul Scott, beobachteten Dispersion der Radiowellen: Da das interstellare Medium ionisiert ist, hängt die Ausbreitungsgeschwindigkeit der Wellen von ihrer Frequenz ab – Wellen niedrigerer Frequenz erreichen den Empfänger etwas später als höherfrequente. Mit einer plausiblen Annahme über die Ionendichte im interstellaren Medium ergab sich für das rätselhafte Objekt eine Entfernung von ungefähr 400 Lichtjahren.

Weitere Untersuchungen, die Jocelyn Bell und ihr Doktorvater Antony Hewish durchführten, ließen keine Veränderungen der Pulsfrequenz erkennen, die auf eine Bahnbewegung der Radioquelle um einen Stern zurückzuführen gewesen wären. Zudem fanden sich in anderen Himmelsrichtungen drei weitere Quellen, die in ähnlich regelmäßiger Weise Radiopulse abstrahlen. Damit war erwiesen, daß hier keinesfalls außerirdische Intelligenzen Funksignale aussandten, sondern daß es sich um eine neue Klasse stellarer Objekte handeln mußte.

Schon bald nach ihrer Entdeckung setzte sich die Auffassung durch, daß Pulsare Neutronensterne sind – äußerst kompakte Kugeln von etwa einer Sonnenmasse, aber einem Durchmesser von nur 20 bis 30 Kilometern, die jeweils bei einer Supernova-Explosion entstehen. Durch die enormen Kräfte, die bei einem solchen dramatischen Ereignis auftreten, werden die Atome sozusagen derart stark zusammengedrückt, daß Protonen und Elektronen sich zu Neutronen vereinen. Die Existenz solch bemerkenswerter Objekte, deren Dichte etwa 100 Billionen mal höher ist als die der Sonne, wurde bereits Anfang der dreißiger Jahre – kurz nach Entdeckung des Neutrons – erwogen. Man hielt sie freilich für zu lichtschwach, um sie tatsächlich beobachten zu können. Im Jahre 1967 erkannte jedoch Franco Pacini von der Europäischen Südsternwarte (ESO), daß Neutronensterne elektromagnetische Wellen aussenden würden, falls sie rotierten und starke Magnetfelder aufwiesen – nicht ahnend, daß wenig später Hewishs Arbeitsgruppe eines dieser Objekte finden würde.

Man weiß heute, daß Pulsare tatsächlich schnell rotieren (und nicht etwa pulsieren, wie ihr Name vielleicht vermuten ließe). Dabei senden sie ähnlich wie derScheinwerfer eines Leuchtturms Strahlung in zwei engen, entgegengesetzten Bündeln aus. Bei jeder Umdrehung, wenn die Strahlen die Position der Erde überstreichen, ist ein kurzer Radiopuls zu empfangen. Was Jocelyn Bell in ihrem Empfänger registrierte, war der experimentelle Nachweis, daß Neutronensterne wirklich existieren. Für diese Entdeckung bekam Hewish 1974 den Nobelpreis für Physik verliehen (er teilte ihn sich mit Sir Martin Ryle, dem Direktor des MRAO, der für die Entwicklung der Apertursynthese geehrt wurde; damit ließ sich das Auflösungsvermögen von Radioteleskopen erheblich steigern, so daß auch die Positionen von Pulsaren genau bestimmt werden konnten).

Doppelpulsare – Test für die Relativitätstheorie


Im gleichen Jahr begannen Taylor – damals Physik-Professor an der Universität von Massachusetts in Amherst – und sein Doktorand Hulse mit einem Routineprogramm zur Entdeckung weiterer Pulsare. Für ihre systematische Suche bedienten sie sich des 305-Meter-Radioteleskops bei Arecibo (Puerto Rico), des weltweit größten Instruments dieser Art. Sie fanden insgesamt 40 Pulsare, darunter 32 neue, deren Pulsperioden sie auf eine Mikrosekunde genau bestimmen wollten.

Eines der neu entdeckten Objekte mit der Bezeichnung PSR1913+16 (die Buchstaben stehen für "Pulsar", die Ziffern für die astronomischen Koordinaten) verhielt sich jedoch sehr merkwürdig: Während im Mittel alle 59,03 Millisekunden ein Puls registriert wurde, schwankte die Periode von einem Tag zum anderen um bis zu 0,08 Millisekunden. Das war äußerst ungewöhnlich, zeigten doch alle anderen bekannten Pulsare weit geringere und langsamere Schwankungen von üblicherweise nicht mehr als 0,01 Millisekunden pro Jahr.

In detektivischer Kleinarbeit stellte Hulse eine gewisse Regelmäßigkeit fest: Die Schwankungen wiederholten sich alle 7 Stunden und 45 Minuten. Dieser Befund ließ sich zwanglos erklären, wenn man annahm, daß PSR1913+16 in dieser Zeit einmal um einen anderen Himmelskörper kreist: Aufgrund des Doppler-Effekts würden die Radiopulse immer dann, wenn sich der Pulsar auf seiner Umlaufbahn in Richtung Erde bewegt, schneller aufeinanderfolgen, so daß man eine kleinere Pulsperiode mißt; bewegt er sich hingegen von der Erde fort, müßte sich die Zeitdauer zwischen zwei aufeinanderfolgenden Pulsen vergrößern.

PSR 1913+16 war damit der erste bekannte Pulsar in einem Doppelsternsystem. Bis l990 entdeckte man noch elf weitere mit einem Begleiter, so daß sich von den insgesamt ungefähr 500 identifizierten Pulsaren etwa zwei Prozent in binären Systemen befinden. Von allen aber ist PSR1913+16 am interessantesten: Er weist die kürzeste Umlaufzeit auf; und bei dem (unsichtbaren) Begleiter handelt es sich, wie eine Untersuchung der Bahndynamik zeigte, ebenfalls um einen Neutronenstern .

Damit liegt hier eine ganz besondere Konstellation vor: Das Binärsystem mit dem Pulsar PSR1913+16 bietet sich mit seinen extremen Verhältnissen – zwei massereiche Körper, die auf engen, stark elliptischen Bahnen umeinanderlaufen und dabei ungewöhnlich hohen Beschleunigungen unterworfen sind – als einzigartiges Laboratorium für die Überprüfung der Relativitätstheorie an. Der Pulsar kann dabei mit seiner konstanten Pulsfrequenz quasi als präzise Uhr dienen, die sich in einem sehr starken Gravitationsfeld bewegt und mit der man relativistische Effekte wie zum Beispiel das Vorhandensein von Gravitationswellen nachzuprüfen vermag.

Auf die Möglichkeit, mit dem Pulsar PSR1913+16 die Relativitätstheorie experimentell zu testen, hatten Hulse und Taylor bereits in ihrer Entdeckungsmeldung hingewiesen ("The Astrophysical Journal", Band 195, Seiten L51 bis L53, 15. Januar 1975). Während bei gewöhnlichen Doppelsternsystemen die klassische Himmelsmechanik ausreicht, um die Massen der Komponenten aus den beobachteten Bahnparametern zu berechnen, waren in diesem Falle so starke relativistische Effekte zu erwarten, daß Taylor und seine Mitarbeiter Joel M. Weisberg und Lee A. Fowler – nach mehrjährigen Beobachtungen des Systems – die Gesetze der allgemeinen Relativitätstheorie anwenden mußten, um alle interessierenden Bahnparameter sowie die Massen des Pulsars und seines Begleiters zu ermitteln. Dies war das erste Mal, daß Einsteins Theorie zur Bestimmung astrophysikalischer Größen aus Meßwerten herangezogen wurde ("The Astrophysical Journal", Band 253, Seiten 908 bis 920, 15. Februar 1982; Spektrum der Wissenschaft, Dezember 1981, Seiten 52 bis 61).

Auf diese Weise ist PSR1913+16 auch der erste Radiopulsar, dessen Masse bestimmt werden konnte; sie und diejenige des Begleiters beträgt das 1,4fache der Sonnenmasse. Der Abstand der beiden Himmelskörper zueinander schwankt infolge der stark exzentrischen Bahn zwischen 1,1 und 4,8 Sonnenradien (0,8 bis 3,4 Millionen Kilometern). Das Binärsystem ist ungefähr 23|||000 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Einer der relativistischen Effekte, die Taylor und seine Mitarbeiter messen konnten, ist die Verschiebung des Periastrons – des Punktes auf der Umlaufbahn des Pulsars, an dem er seinem Begleiter am nächsten ist. Dieser Effekt entspricht der bekannten Periheldrehung des Merkur im Sonnensystem, die nach Einstein eine natürliche Folge der Krümmung der Raum-Zeit in der Nähe der massereichen Sonne ist. Während sich das Perihel des Merkur dadurch allerdings lediglich um 43 Bogensekunden pro Jahrhundert auf seiner Umlaufbahn verschiebt, ist die gemessene Verschiebung des Periastrons von PSR1913+16 35|||000mal größer: Sie beträgt 4,2 Grad pro Jahr, und dieser Wert stimmt hervorragend mit der allgemeinen Relativitätstheorie überein.

Dieser große Unterschied in der Stärke des Effekts verdeutlicht den besonderen Wert des Binärpulsars als Testobjekt für die Relativitätstheorie, insbesondere für die Untersuchung von Gravitationswellen. Der Theorie zufolge müßte das System durch Abstrahlen von Gravitationswellen Energie verlieren, die der Bahnbewegung entzogen wird; der Pulsar und sein Begleiter sollten sich demnach auf einer Spiralbahn immer näherkommen, und zwar um 3,1 Millimeter pro Umlauf oder 3,50 Meter pro Jahr. Eine solche Annäherung ist zwar experimentell von der Erde aus nicht zu messen, wohl aber die entsprechende Änderung in der Umlaufperiode des Pulsars pro Jahr sollte sie sich um 0,076 Millisekunden verkürzen.

Nach mittlerweile fast 20 Jahren Beobachtungsdauer steht fest, daß die gemessene Verkürzung der Umlaufperiode innerhalb von 0,3 Prozent mit der Vorhersage der allgemeinen Relativitätstheorie übereinstimmt. Wenngleich Gravitationswellen damit noch immer nicht direkt nachgewiesen sind, so besteht aufgrund der Messungen an PSR1913+16 wohl kaum noch ein Zweifel an ihrer Existenz.

Die Verleihung des Nobelpreises an Hulse und Taylor ist damit auch eine späte Würdigung der hervorragenden Leistung Albert Einsteins. Er hatte zwar auch (im Jahre 1921) den Nobelpreis erhalten – allerdings für seine Beiträge zur Quantenmechanik, nicht für die Formulierung der Relativitätstheorie.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 12 / 1993, Seite 21
© Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
12 / 1993

Dieser Artikel ist enthalten in Spektrum der Wissenschaft 12 / 1993

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