George Smoot

Gravitational Waves, Merging Black Holes

Category: Lectures

Date: 29 June 2016

Duration: 33 min

Quality: HD MD SD

Subtitles: EN DE

George Smoot (2016) - Gravitational Waves, Merging Black Holes

The recent detection by a LIGO collaboration of gravitational waves from merging binary pair of 30-solar mass black holes is culmination of long efforts.The trek taken by many individuals in the discovery of gravitational waves is quite stunning and this talk recounts the journey in finding those waves

Good morning, those of you who could get up this morning and early. I was asked to talk about gravitational waves, even though 2 months and a day ago we were at the first launch for the new Russian space station. And I thought I’d have exciting new data to tell you about. But it took them 7 weeks to turn our instruments on. And I still haven’t heard whether the data is any good. I know they’re working but I haven’t heard any news. Sam is in the front row, he knows the frustration. However, hopefully I am ready to start. And I got at least an interesting topic where we have data that’s available, that’s to talk about gravitational wave and merging black holes, particularly through the LIGO. And so the big event was in February, on February 11th. The executive director of LIGO, Professor David Reitze, made the announcement, "Ladies and gentlemen, we have detected gravitational waves." And he couldn’t contain himself, ‘We did it." And the reason he said 'we did it' is because LIGO had been going on for 40 years, so you know there’s a little bit of frustration involved in that. On the left you see the wave form from the Hanford, which is in Washington, the North West part of the United States. And you see the wave form and you see the predicted or the best-fit sort of wave form in comparison, Livingston, which is in Louisiana, diagonally almost the opposite corner, but not quite. You can see the predicted and you can see the superposition of Hanford data and the Livingston data. The thing that had to be done is, the Hanford data is flipped over, if you look. That’s because if you look at configuration here of the interferometers, you will see they’re actually lined up at different angles. The signal came in from the direction of Florida, and there’s a time delay of just under 7 milliseconds, 6.9 milliseconds. So it had to be shifted by 7 milliseconds, and it had to be inverted so that you could compare them directly. Which you should see there’s a tremendous correlation in the wave forms. This is amazing because this is a half hour after the instrument was sort of left from engineering runs. So people went to bed and this event appeared. And this event was immediately detected by the software, in less than 3 minutes, but you can see it by eye in the data. So this is really spectacular. It turns out this is what we used to call in the old days in particle physics a 'golden event'. You show it in your paper as the typical event, but this is a golden event. So what do we think this is in the wave form? That represents 2 black holes. The black part is the black holes. The event arises from the black hole. And the green is the gravity waves coming out. They’re emitting gravity waves like crazy. They lose orbital distance, potential, and they fall in. This is the gravity wave propagating out across space. So you see the strongest part of the gravity wave is the end. The whole thing is a chirp. Here is the Earth. That’s the gravity wave going through the Earth causing it to oscillate. The amplitude goes up. The Earth oscillates a lot more. It’s exaggerated. This has to do with the question - and Einstein said it when he was trying to predict it. And so if you actually do the history of gravity waves it’s a lot of starts and stops and mistakes. There are 40 years of arguments if there were any gravity waves based on theory. And then there’s another 60 years of trying to detect them. Here, 100 years after, it got to be taken seriously. We actually have seen observations. So here is the concept. We have 2 black holes co-orbiting their centre of mass. They are radiating gravity waves. Black holes are about the only things that radiate gravity waves really efficiently. Have to be very compact objects moving very fast. As they go they inspiral. So they have a very regular frequency but the frequency is getting faster and faster. It’s what we call a chirp. So there is an analogy to birds. The signals you’ll see are done, I’ll show you one later, the same way bird calls are done by ornithologists. You hear the chirp of the bird, you time versus the frequency. So they inspiral until the black hole event horizons just touch, they merge and they then ring down back to the spherical or elliptical, if it’s a curved black hole, kind of a shape. And it happens very quickly, you see it’s not quite critically damped, but it happens incredibly fast that the thing takes the same shape. And one other thing that we know, the laws of physics that we think we know, is the surface area of the black hole always increases. So if you look carefully in the simulations and so forth, you will see the surface area of these 2 black holes - they should be, when they touch - the surface area increases but when they ring down the surface area is even bigger. So keep your eye out for that. It will be a quiz, right. So here is the regular thing. Just in honour of BREXIT, on the left side you see the size of the orbit and the size of England. If you try to get rid of England with the black holes you’re going to get Ireland too and Scotland, so that’s unfortunate. So let me go through this in detail. The distance you can figure out because there’s a binary event and you know the frequency. You can figure out where the signal strength is. You can figure out what the distance is. It's 1.3 billion light years to this event, so the red shift of 0.09. The first black hole was 36 solar masses. The second black hole was 29 solar masses within certain error bars. And the resulting black hole was 62 solar masses. Now this is really surprising. And the experiment that I would tell you about but I haven’t got the data yet: We designed to study neutron star, neutron star merging and producing gamma ray burst. That was the thing that Advanced LIGO was built to detect. That was something where we could predict roughly: the population of neutron star, neutron star binaries and predict what the rate should be. We had no idea that, by 'no idea' plus or minus at least one order of magnitude from the sort of best guesses what the number of black holes - the rate we’re seeing in black holes now is at least at the top range of what people were predicting. So there are many more black holes out there than what all the theorists would tell us. And also stellar evolution theorist would predict that there shouldn’t be so many massive black holes as these. So right away, this first event, it shows a strong gravity. It shows us too many black holes. It shows us a bunch of stuff. We are already learning a lot. The thing that’s impressive is, Einstein was right. But he was right for another reason. This is 3 solar masses of energy coming out in gravity waves. And we barely detected it with the most spectacular thing, which took 40 years to build. So they’re not easy to see, gravity waves. And just to give you an idea. This is 50 times brighter in terms of energy release or flux, luminosity, whatever you want to say, of all the stars in the known universe, that is all the stars inside of our horizon. So if you can’t see that you can’t see anything. And the other thing you’ve got to look at is this green line. It’s the black hole’s relative velocity. Its unit is slightly more than half the speed of light for that last orbit. So in order to make gravity waves you got to be really massive. You got to be going really fast. You know you have to have the quadrupole moment, third derivative, be huge. Now for the ornithology (sound), its frequency on the uprising and on the other axis time. These are the bird chirps. So you actually hear them the way they really are, and you hear them frequency-shifted. So you can hear the noise. So when they are frequency-shifted and boosted, you can hear the white noise from the instrument, and then you can hear the chirp. Now here is, if it was a beautiful star field behind it, here’s the gravitational lensing in the star field behind it. You can see the black holes orbiting. And you can see how it appears to be distorting the space. Quickly, I thought let’s do a calculation. These guys are not very far apart. You need an amazingly big telescope to see this, but it’s still a beautiful thing to see. And it extremely quickly becomes a black hole, a round black hole or a spherical black hole. Let me do a little bit of history, talk a little bit about the early attempts for detecting black holes. How did we know gravity waves exist? Because we just had a theory. And the answer is Hulse and Taylor, who got the Nobel Prize in 1993. They looked at the thing that we didn’t know about before this. That is neutron stars orbiting round each other. One of them was a pulsar that gave out a very regular beat. So you could measure the parameters of this binary system very carefully and you could see its radiating gravity waves. And in 250 million years it’s going to go down to about a third of the size the orbits are now. And it’s a fairly elliptical orbit. So you can measure the advance of the perihelion. You can also measure the time delay. There are 2 slight differences. You can measure parameters and you see the data points coming down from 1975 to 2005. And you can see the general relativity prediction, and you see how amazing it is. And that whole effect is gravity waves. You will note, they gave the Nobel Prize in 1993 – there are no data points from ’93 to ’95. I have to say to the Nobel Committee you got to be careful when you give the prize, you can disrupt it. But, fortunately, they got back to work and you can see the data points going on quite well. You know, the orbital period is very long, it's 7 hours. So think about that: 2 solar mass objects orbiting each other at a 7 hour period. And the change in the orbital period is about 76 milliseconds per year. So this is how we knew that we were really on the right track for gravity waves. If you go through the history of gravity waves you will find they were arguing about whether there are gravity waves or not. Einstein withdrew a paper from Physical Review, claiming there weren’t gravity waves, because the referee told him he made a mistake. And he never published in Physical Review again, but eventually figured out there were gravity waves. But it took even longer for people to realise they carried energy and so forth. So there’s a whole long interesting story there. However,it turned out Feynman was one of the critical people who convinced some of the other scientists. So they had a meeting in 1956 to talk about gravity. And they talked about quantum gravity and a bunch of other stuff. But there was one section on gravity waves. And they were still arguing, do gravity waves carry energy or not? And then Feynman came up with his thought experiment of 2 rings that were tied on a bar. And if the gravity waves moved them they would create friction and would cause energy, and convinced people to do it. At this meeting was a young engineer named Joe Weber, who listened to this, came around and talked to many other people. He came up with the idea of making resonant frequency bars in 1960. That is make a bar, wait for the gravity waves to come through. If the gravity wave has the right frequency it will excite the bar, the signal will build up, and you will get it. So here is Joe Weber back in the 1960s working on this huge aluminium sphere, which was supported on a tower to isolate it, and fixing the sensors to measure the waves when the gravity wave comes through. You’re looking for somebody, a gravity wave to hit the right note. The right note is this - not a very pleasant note. But since this is Germany, it's closer to the right note. So he did a lot of work and excited a lot of people. And in the 1960s he claimed he had detection. And that excited a number of people to create some more resonant bars and so forth, but also theorists to do calculations. And the first set of theory papers claims, assuming that there was waves coming from the centre of the galaxy, that the galaxy was losing mass at least 200 times the rate that you could limit from observing the fact that the galaxy didn’t fall apart. This is even before we did have dark matter. But one of the other things that’s interesting is, he was an early person doing work in masers and lasers. And he actually even thought about a laser and a ferrometer. But he gave the first public talks on gravity waves. So he was a real pioneer. He excited the field. He kept getting the wrong answer, but he still progressed the field. And it’s a classic case in the process of science where people discover stuff and so forth. They get the wrong answer, people check them and so forth but then people figure out how to do it right. So let me switch to LIGO. And I’ll only talk about 40 years of LIGO. When I was a young student - Sam and I were talking about this – when I was a young student at MIT, I met Rai Weiss. He gave a talk - Although I took the course a couple of years later from Steven Weinberg before he moved over to Harvard. But he gave a course about general relativity for the students because they wanted to hear about it. And he wrote a progress report, which I’ll show you in a second, for the idea of using a laser interferometer to measure gravity waves. Now this is an idea, it turned out, 2 Russians had proposed in 1962, Gertsenshtein and Pustovoid. And it was revived by Vladimir Braginskii, back in the days of the Soviet Union. So here’s the actual report, it was this progress report. In the old days we just had to put out a quarterly progress report to the funding agencies. So you were just stuck with the report. So there’s the diagram. That’s his original sketch. This is now historical LIGO document. But I also added a thing. This was a result of the seminar he gave when I was a student in MIT. Then he held discussion sections with the students, just like we’ll have this afternoon. He had a series of discussion sections and the students were asking questions. That’s where he eventually got the idea of making the laser-interferometer. And that’s when he wrote the notes up in his progress report. So students sometimes play an important role in science. And so, depending on how you look at the records, either 1984 or 1992, LIGO gets co-founded by Kip Thorne, Ronald Drever and Rainer Weiss. Kip Thorne actually knew the Russians and he knew Braginskii and he tried to see about hiring Braginskii but he wasn’t allowed to leave the Soviet Union. And so Rai Weiss suggested that he hired Ron Drever from Glasgow. And Ron Drever came half-time and then eventually long-time. So it started out with just the 3 of them and now it’s over 1,000 researchers. It's impressive growth but if you have 40 years you have students and they have students and so on, it gets big. So here is just a little summary. Back in the end of the ‘70s, the National Science Foundation gave a limited amount of money to Caltech and even more money to MIT to develop a laser-interferometer for gravity wave detection. That’s how Drever was able to start building one there, and Rai was making a small one at MIT. And then Rai agreed to make a study with industry and with some other people to see what it would really cost to build the gravity wave interferometer on the scale that he had calculated was necessary to do. So that is what was going to become LIGO. I saw an early version of that and it was estimated to be $30 million. By the time the proposal was put in, in October of ’93, it was $100 million. It cost $200-and-something million by the time the first generation LIGO was built. The construction started in 1992. There was a whole long history that went on. They ran from 2002 to 2010, shut down for 5 years to upgrade to Advanced LIGO. And Advanced LIGO began operating late last fall. In fact, the engineering part wasn’t over when that event came in. They just had to shut down for the day, because it was like 3 o’clock or 4 o’clock in the morning. And they had gone home to rest and the gravity wave happened to come through, the gravity wave event. The total cost so far is $620 million US. Ok, what do you get for that? Well, you get this beautiful thing in Livingston, Louisiana, and in the desert of Hanford. So that’s about as far apart considering the political situation at the time. The person who was head of the committee was a senator from Louisiana. So that’s the reason that one of them ended up in Louisiana. And the other one had to be as far away from Louisiana as could be. And somehow Ted Stevens wasn’t there yet, so Alaska didn’t make it. This is the concept. A laser beam is split and sent down a pair of long perpendicular tubes, each precisely the same length. The 2 beams bounce off mirrors and recombine back at the base. The light waves come back lined up in such a way that they cancel each other out. And you add them together you get nothing. You get a zero’. That’s Rai Weiss But when a gravity wave comes along, it distorts space and changes the distance between the mirrors. One arm becomes a little longer, the other a little shorter. An instant later they switch. This back and forth stretching and squeezing happens over and over until the wave has passed. As the distances change so does the alignment between the peaks and valleys of the 2 returning light waves. And the light waves no longer cancel each other out, when added together in the recombined beam. Now some light does reach the detector with an intensity that varies as the distance between the mirrors varies. Measure that intensity and you’re measuring gravity waves. This reminds me of the movies from the ‘50s. Now the reality is a lot more complicated. So we will talk about this at the discussion but, in fact, there was a talk yesterday morning about quantum squeezed states and so forth. Ultimately, this is limited by the uncertainty principle. And you can actually try and do better if you want to measure the binary neutron stars orbiting. You have to change the frequency a little and you have to do that. So there are tricks that go on. But it’s non-trivial to actually understand how it works. But it seems like it’s ok. So here I’m reminding you what happened. Now here’s another simulation and here you see the 2 black holes and underneath you see the potential that’s colour coded by the time delay. So there’s a time delay from the gravitational potential. There is also potential. You see them orbiting, they’re losing energy. You see the lines of free fall. You will see space is pretty well behaved. This is the incredible linearity of space time. But general relativity is now mainly at the end. And as you get closer and closer, the horizons will get together and they’ll touch. And it actually gets fairly sophisticated, so we’re slowing the movie down. If you realise this whole event takes place in a quarter of a second. They merge, all kinds of destruction. But you notice the free fall lines still go up over the hill and down into it. You see the black hole oscillates, radiates away energy, and leaves basically a spherical black hole or a curved black hole in this case. Because they had orbital angular momentum, that angular momentum has to be conserved someway. So here are the waves again, just to remind you. And from the fact there’s a time delay you should get this arch across the sky. You actually have some additional information, so you can predict where the gravity wave source was in this band, which is a pretty big fraction of the sky. No telescope has a field of view like that, no optical telescope has a field of view like that. But you can see where they thought the event might have come from. Now at the same time, from the Fermi satellite, there was a gamma ray signal, a gamma ray burst. Which is kind of surprising, because 2 black holes weren’t expected to have a gamma ray burst. But it is theoretically conceivable you could do it, although it’s kind of tricky. And here’s where the gamma ray burst was thought to have come from. And you can compare them. There’s overlap between where the biggest signal was. And so there was some - back in February there was some discussion about is the gamma ray burst associated with this event. You don’t hear about that anymore because you will see this and more stuff. So, what is going on? Hanford and Livingston are on the air. VIRGO was off the air for upgrade. So VIRGO was very similar, and it’s near Pisa. In Germany there’s Geo 600 which is on the air. VIRGO should be back on the air by the spring. They just approved making a LIGO in India. And in Japan there’s KAGRA. Unfortunately, during the time this event happened, there was only 2 of them on. So you have only a small band in the sky where you’re doing it. However, this is to say LIGO has - the original LIGO is this little red thing in the centre, the little red area in the centre. The current version of LIGO is, the one we have the results from, is this gold. And when they get to the full sensitivity it’s designed to have, it will expand out there. The first expansion was a factor of 27 with the original LIGO. The full expansion will be a factor of 1000. In our early calculations that was the level where there should be at least several events of neutron star-neutron star. But perhaps up to 100 events per year of neutron star-neutron star. We’ll find out if we’re right about that or not. Well, I got this cartoon and I thought it was too good. There’s the guy with the hammer, right? And the scientists are all excited. LIGO scientists all excited about what they’re seeing. But it turned out, just 10 days or 11 days ago, whatever it was, there was a second set of black holes announced. This is 1.4 million years light years away, it’s the second event. They spun around one another coming closer and closer together, until, finally, they collided. This dance created ripples in the fabric of space and time, also known as gravitational waves. There were a lot of waves out there that are too small to see. And then there’s the big chirp where the amplitude and the frequency increased. In December of 2015 those gravitational waves reached earth and were detected by an instrument known as the Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory, or LIGO for short. Scientists at LIGO announced the detection of the 2 black holes on June 15th. So you see the frequency is different, it's higher frequency. This is only the second time that scientists have ever directly detected gravitational waves. The first detection, also made by LIGO, was announced earlier this year. So you learn the bird calls. Currently all other telescopes and space observatories study the cosmos by collecting light or other particles. But the black holes detected by LIGO are not expected to radiate light. So by looking for gravitational waves, LIGO is illuminating otherwise invisible sectors of the universe. That’s the PR. Ok, so here’s the event. And so you will notice something different about this. The signal noise is not nearly as good. You don’t see it by eye. Although the software saw it within 3 minutes because it does outer correlation between the 2. And you see the signal and you see the amplitude, the chirp beginning to form, the amplitude going up. But if you look really closely you will see modulation. That’s precession of the orbit. It means one of the black holes has significant spin, and you have spin-orbit-coupling. Oh my god, you guys are going to have to do atom stuff, where you have spin-orbit-coupling with gravity waves because the spins affect the angular momentum of the orbit. And if you look closely at the black curve you will see that one of them has a spin at least of 0.2 whereas 1 is the maximum black hole spin. So they are significantly spinning. This is all getting interesting. So it turns out there are 3 candidate events. Well there’s 1 candidate event and 2 confirmed events. The first one immediately after the equipment was left alone by the engineers who were testing it, one about a month later. And one about 2.5 months later, 14th of September and then the 26th of December, a late Christmas present. And you will notice the difference, because these are being shown from the time when their frequency is 30 Hz to the present. Now the smaller the black holes the faster the orbital frequency because they can get closer before they merge. And so what you see is - you saw the big ones first and you saw the little ones last and this kind of thing, although they’re not that little. Here is the primary black hole and the secondary black hole - 36 solar masses, 23 solar masses, 14 solar masses. All of these are still bigger than the average. But now we’re starting to build up a population of black hole masses that people are seeing. But we’re biased to see the big ones. You have to take that into account. And you see the secondary black hole, not much difference. And you see the gravitational wave energy. The first event was 3 solar masses. The next one was 1.5 solar masses. The last one was only 1 solar mass of energy which is about what a really big Type II super nova puts out in a month. That’s kind of the scale of what’s going on. So this is fairly impressive, even though difficult to detect, even with this $600 million instrument. Well, you want to hear the sounds again. Here is the pure sound. Listen carefully. Ah, the speaker system is better than on my computer. Here is frequency shifted so you can hear it. So frequency shifted so you can hear it really does sound like a bird call. Chirp. How do we know what’s going on? How do we know what we saw or, in this case, heard? Here is the best fit and this is a LIGO thing. They really mean GW15, but whoever typed it wrote the thing wrong. Here is the predicted wave form from a numerical general relativity model, where you have the loss, the increase in amplitude of the gravity waves. And the increase in frequency as the orbit gets closer. That’s for the December one, that’s for the September one. Here is what a binary neutron star should look like. The frequency is set by 1 over the effective reduced mass of the system. That tells you what the frequency is. Because the physical size of the black hole is proportional to the mass and that tells you what the limiting orbit size can be and so forth. Just by measuring the last minute frequency, you can estimate the mass, reduced mass of the system and vice versa. So you can tell these are not the binary neutron stars. These are really black holes just by the frequencies that you see. And here is where they appear in the sky. I showed you the one before. The first one down here in the green. The 2 others, the candidate event and the recent event that was released this month. I remind you: the range, the initial LIGO range and the bigger LIGO range, it’s 1000 times the volume that we’re heading towards. We’re not there yet, we’re 26 times the volume. We expect the event rate to go up by a factor of 10 - 40, depending on how well it is done, as LIGO is improved towards its design. And that means if we were seeing one a month, we should be seeing 10 a month. This is going to be a change in the way astronomy is done. This is not the only place, not only as more detectors so you can get the localisation better, but there are other wavelength bands in which you can look. On the bottom axis it's frequency and the top axis is the strain per square root of hertz. And you see the expected sensitivities and signal levels for the space based interferometers, what we call LISA, and for the Pulsar Timing Array. So this is something that you can do. You have pulsars that give you very good clocks. You can look at them as the gravity passes by. They should Doppler-shift back and forth. You should be able to measure their performance. So this is the kind of thing I want to show you on a different scale. On the top scale is the Big Bang, the events that produce it. Those are quantum fluctuations in the Big Bang. There was a report a year ago from BICEP that they saw that. It’s not clear because it also could have been dust. You can see the other things that might go on, and what sort of scale. I wanted to say 2 more things to conclude. We had not expected that there would be 10 to 30 solar mass black holes. But if you have 30, you have a lot of distribution in there. You can start seeing them with LISA 10 years before they merge. So if LISA is up, you can start seeing these black holes, 10 years as they start spiralling down. You are in the LISA band from 10 year to about 1 day before the collision. But certainly about 1 week, you can predict ahead by at least a week. You can predict to within 10 seconds of when it’s going to coalesce. And you can predict within 1 degree, you can tell other observers where to look. It’s not only are we testing strong field gravity. We’re doing census of black holes. We’re actually going to be doing a lot of other things. This is going to turn into a whole new field of astronomy. So I finish and only 32 seconds late.

Denen von Ihnen, die heute Morgen schon so früh aufstehen konnten, einen guten Morgen. Ich wurde gebeten, mit Ihnen über Gravitationswellen zu sprechen, obwohl wir vor zwei Monaten und einem Tag beim ersten Abschuss der neuen russische Raumstation waren. Und ich dachte, ich würde interessante neue Daten haben, über die ich mit Ihnen sprechen könnte. Aber sie haben sieben Wochen gebraucht, um unsere Instrumente anzuschalten. Und ich habe noch immer nicht erfahren, ob die Daten überhaupt gut sind. Ich weiß, dass sie daran arbeiten, aber ich habe noch keine Neuigkeiten gehört. Sam ist hier in der ersten Reihe, er kennt den Frust. Nichtsdestotrotz kann ich nun hoffentlich beginnen. Und ich habe zumindest ein interessantes Thema mitgebracht, zu dem Daten verfügbar sind. Ich spreche über Gravitationswellen und verschmelzende schwarze Löcher, speziell über solche, die wir mittels LIGO beobachtet haben. Und das große Ereignis fand nun also im Februar statt, am 11. Februar. Der Generaldirektor von LIGO, Professor David Reitze, gab etwas bekannt: dass das LIGO-Projekt da schon seit 40 Jahren lief, Sie verstehen also, dass da ein klein wenig Frustration eine Rolle spielte. Links sehen Sie die Wellenform des Hanford Observatoriums in Washington, im nordwestlichen Teil der Vereinigten Staaten. Sie sehen die Wellenform und Sie sehen die vorhergesagte bzw. die passendste Wellenform im Vergleich. Dann Livingston, fast quer auf der gegenüberliegenden Seite, aber nicht ganz. Sie können die vorhergesagte Wellenform sehen und die Überlagerung der Daten aus Hanford und Livingston. Was getan werden musste: Die Hanford-Daten wurden umgedreht, wenn Sie hier schauen. Der Grund dafür ist, dass, wenn Sie hier die Konfiguration der Interferometer betrachten, werden Sie feststellen, dass diese eigentlich in verschiedenen Winkeln angeordnet sind. Das Signal kam aus Richtung Florida herein und es gibt eine Zeitverzögerung von nur etwas unter 7 Millisekunden, nämlich 6,9 Millisekunden. Die Daten mussten also um 7 Millisekunden versetzt werden und sie mussten umgekehrt werden, damit man sie direkt vergleichen konnte. Was Sie hier sehen sollten, ist eine enorme Korrelation zwischen den Wellenformen. Das ist erstaunlich, denn das ist eine halbe Stunde nachdem das Instrument nach der Montage allein gelassen wurde. Also die Leute gingen ins Bett und dieses Ereignis fand statt. Und das Ereignis wurde sofort von der Software bemerkt, in unter 3 Minuten, aber man kann es mit bloßem Auge aus den Daten herauslesen. Das ist also wirklich spektakulär. Es zeigt sich, dass es sich hierbei um etwas handelt, was wir zu Zeiten der Teilchenphysik einen „Golden Event“ nannten. In den Arbeiten wird es als gewöhnliches Ereignis dargestellt, aber das ist ein „Golden Event“. Was denken wir also, worum es sich bei der Wellenform handelt? Das hier stellt zwei schwarze Löcher dar. Das Schwarze sind die schwarzen Löcher. Das Ereignis geht vom schwarzen Loch aus. Und das Grüne sind die Gravitationswellen, die herauskommen. Sie stoßen wie verrückt Gravitationswellen aus. Sie verlieren orbitalen Abstand, Potential, und sie fallen ineinander. Das ist die Gravitationswelle, die sich hinaus durch den Raum verbreitet. Sie sehen also, dass die Gravitationswelle am Ende am stärksten ist. Das Ganze ist ein Zirpen. Hier ist die Erde. Das ist die Gravitationswelle, wie sie durch die Erde läuft und diese oszillieren lässt. Die Amplitude steigt. Die Erde oszilliert viel stärker. Das ist übertrieben. Und Einstein sagte das, als er versuchte das vorherzusagen. Also wenn Sie sich also wirklich mit der Geschichte der Gravitationswellen befassen, die bis jetzt 25 Seiten umfasst – treffen Sie auf viele Anfänge, Unterbrechungen und Fehler. Vierzig Jahre wurde gestritten, ob es auf theoretischer Grundlage Gravitationswellen überhaupt gibt. Und dann wurde weitere sechzig Jahre lang versucht, diese aufzuspüren. Jetzt, einhundert Jahre später, müssen sie ernst genommen werden. Wir haben tatsächlich Beobachtungen gemacht. Hier ist also das Konzept. Wir haben zwei schwarze Löcher, die gemeinsam ihr Massezentrum umkreisen. Sie strahlen Gravitationswellen aus. Schwarze Löcher sind mehr oder weniger die einzige Sache, die wirklich effizient Gravitationswellen ausstößt. Es muss sich dabei um sehr dichte Objekte handeln, die sich sehr schnell bewegen. In ihrer Bewegung nähren sie sich immer weiter an. Sie haben also eine sehr gleichmäßige Frequenz, aber die Frequenz wird immer schneller. Das ist es, was wir als ein Zirpen bezeichnen. Es gibt also eine Analogie zu den Vögeln. Sie werden sehen, die Signale werden – ich zeige Ihnen später eines - auf dieselbe Weise gehandhabt wie Vogelrufe von Ornithologen. Man hört das Vogelzwitschern, man stellt Zeit und Frequenz gegenüber. Sie kreisen also aufeinander zu, bis die Ereignishorizonte der schwarzen Löcher sich einfach berühren, sie verschmelzen und dann gehen sie, während des Ringdowns, zurück in die elliptische oder Kugelform, wenn es sich um ein gekrümmtes schwarzes Loch handelt. Und das geschieht sehr schnell. Sie sehen, es wird nicht wirklich bemerkenswert gedämpft, aber es geschieht unglaublich schnell, dass es die gleiche Form annimmt. Und eine andere Sache, die wir wissen – gemäß den Gesetzen der Physik, glauben zu wissen, – ist, dass die Oberfläche eines schwarzen Loches stetig größer wird. Wenn man sich also genau die Simulationen usw. ansieht, werden Sie sehen, dass die Oberfläche dieser beiden schwarzen Löcher – sie sollten, wenn sie sich berühren – die Oberfläche nimmt zu, aber während des Ringdowns ist die Oberfläche sogar noch größer. Halten Sie also danach Ausschau. Das wird ein Quiz. Hier haben wir die übliche Situation. Zu Ehren des Brexit sehen Sie auf der linken Seite die Größe des Orbits und die Größe von England. Falls Sie versuchen, England mit Hilfe der schwarzen Löcher loszuwerden, erwischen Sie auch Schottland und Irland. Das ist wäre bedauernswert. Lassen Sie mich die Sache im Detail durchgehen. Die Entfernung kann man errechnen, weil ein binäres Ereignis vorliegt und man die Frequenz kennt. Man kann errechnen, wo die Signalstärke liegt. Man kann die Entfernung herausfinden. Sie beträgt 1,3 Mrd. Lichtjahre bei diesem Ereignis, also beträgt die Rotverschiebung 0,09. Das erste schwarze Loch hatte 36 Sonnenmassen. Das zweite schwarze Loch hatte 29 Sonnenmassen innerhalb gewisser Fehlerbalken. Und das daraus entstehende Loch hatte 62 Sonnenmassen. Nun, das ist wirklich überraschend. Und das Experiment, von dem ich Ihnen erzählen wollte, aber zu dem wir noch keine Daten haben, haben wir konzipiert, um Neutronensterne, Neutronensternverschmelzungen und die produzierten Gammablitze zu studieren. Das waren die Dinge, zu deren Erkennung Advanced LIGO gebaut worden war. Das war etwas, was wir grob vorhersagen konnten: die Anzahl der Neutronensterne, Neutronensterndoppelsysteme und wie hoch die Rate sein sollte. Wir hatten keine Ahnung – mit 'keine Ahnung' meine ich, die besten Schätzungen zur Anzahl von schwarzen Löchern lagen mindestens eine Größenordnung daneben. Die Anzahl der schwarzen Löcher liegt heute mindestens im obersten Bereich der früheren Schätzungen. Es gibt also mehr schwarze Löcher da draußen, als uns die Theoretiker weismachen wollen. Und auch ein Theoretiker auf dem Feld der Sternenentwicklung würde voraussagen, dass es nicht so viele massive schwarze Löcher geben sollte. Also gleich dieses erste Ereignis weist eine starke Gravitation auf. Es zeigt uns zu viele schwarze Löcher. Es zeigt uns eine Menge Dinge. Wir lernen bereits sehr viel. Was eindrucksvoll daran ist: Einstein hatte recht. Aber er hatte aus einem anderen Grund recht. Das sind drei Sonnenmassen an Energie, die als Gravitationswellen abgestrahlt werden. Wir haben das fast nicht bemerkt, nicht einmal mit dem spektakulärsten Gerät, dessen Bau fast 40 Jahre in Anspruch genommen hat. Sie sind also nicht leicht zu erkennen diese Gravitationswellen. Nur um Ihnen einen Eindruck zu vermitteln. Das ist 50-mal heller in Hinsicht auf den Energieausstoß oder Energiefluss oder die Leuchtkraft Das sind alle Sterne innerhalb unseres Horizonts. Also wenn man das nicht sieht, ist man blind. Und die andere Sache, die man sich ansehen muss ist diese grüne Linie. Das ist die relative Geschwindigkeit des schwarzen Lochs. Sie ist etwas höher als halbe Lichtgeschwindigkeit bei dieser letzten Umkreisung. Um also Gravitationswellen zu produzieren, muss es wirklich massiv sein. Es muss wirklich schnell sein. Das Quadrupolmoment, dritte Ableitung, muss gewaltig sein. Nun also zur Vogelkunde (Geräusch). Die Frequenz auf der vertikalen und auf der anderen Achse die Zeit. Das ist das Vogelzwitschern. Tatsächlich hören Sie sie, wie sie wirklich sind und Sie hören sie in der Frequenz verschoben. Sie hören also das Geräusch. Wenn es frequenzverschoben ist und verstärkt, hören Sie das weiße Rauschen des Messinstruments und dann können Sie das Zirpen bzw. Zwitschern hören. Nun hier ist, wenn das hinter mir ein schönes Sternenfeld wäre, der Gravitationslinseneffekt im Sternenfeld dahinter. Sie können sehen, wie die schwarzen Löcher einander umkreisen. Und Sie können sehen, wie sie den Raum dahinter zu verzerren scheinen. Schnell, dachte ich mir, ich muss eine Berechnung machen. Die beiden sind nicht weit voneinander entfernt. Man benötigt ein unglaublich großes Teleskop, um das zu sehen, aber es ist dennoch ein wunderschöner Anblick. Und es wird extrem schnell zu einem schwarzen Loch, einem runden bzw. kugelförmigen schwarzen Loch. Lassen Sie mich ein wenig auf die Geschichte eingehen, ein wenig über die frühen Versuche schwarze Löcher zu entdecken sprechen. Woher wussten wir, dass Gravitationswellen existieren? Wir hatten eine Theorie. Und die Antwort kam von Hulse und Taylor, die 1993 den Nobelpreis erhielten. Sie schauten sich die Sache an, von der wir zuvor nichts wussten, nämlich Neutronensterne, die einander umkreisten. Einer davon war ein Pulsar, der in einem sehr regelmäßigen Takt schlug. Man konnte also die Parameter dieses Doppelsystems sehr sorgfältig messen, und man konnte die Gravitationswellen beobachten, die es aussendete. Und in 250 Millionen Jahren wird sich der Orbit um ein Drittel der heutigen Größe reduziert haben. Es ist ein recht elliptischer Orbit. Man kann also die Wanderung des Perihels messen. Man kann auch die Zeitverzögerung messen. Da gibt es zwei kleine Unterschiede. Man kann die Parameter messen, und man sieht wie die Datenpunkte zwischen 1975 und 2005 hier nach unten laufen. Man kann die Vorhersagen aus der allgemeinen Relativitätstheorie beobachten, und Sie sehen wie erstaunlich das ist. Und dieser ganze Effekt hier sind Gravitationswellen. Sie werden bemerken, dass der Nobelpreis 1993 verliehen wurde. Es gibt keine Datenpunkte von 1993 bis 1995. Ich muss dem Nobelpreiskomitee sagen, dass sie vorsichtig sein müssen, wann sie den Preis verleihen. Sie können die Arbeit unterbrechen. Aber glücklicherweise haben sie sich wieder an die Arbeit gemacht und Sie sehen, dass die Datenpunkte hier recht schön weiterlaufen. Wissen Sie, die Umlaufperiode ist sehr lang, nämlich 7 Stunden. Denken Sie darüber nach: Zwei Objekte mit der Masse von Sonnen, die einander in siebenstündigen Zeitspannen umkreisen. Und die Veränderung der Umlaufperioden beträgt in etwa 76 Millisekunden pro Jahr. So wussten wir, dass wir den Gravitationswellen wirklich auf der Spur waren. Wenn Sie sich die Geschichte der Gravitationswellen ansehen, werden Sie feststellen, dass darüber gestritten wurde, ob es Gravitationswellen gibt oder nicht. Einstein zog einen Artikel aus der Physical Review zurück, in dem er behauptete, es gebe keine Gravitationswellen, da der Kollege, der den Artikel prüfte, meinte, er habe einen Fehler gemacht. Und Einstein veröffentlichte danach nie wieder etwas in der Physical Review, aber irgendwann begriff er, dass es Gravitationswellen gab. Aber es dauerte sogar noch länger, bis die Menschen begriffen, dass sie Energie usw. in sich tragen. Es gibt eine eigene lange Geschichte dazu. Am Ende war Feynman einer der entscheidenden Leute, die ein paar der anderen Wissenschaftler überzeugten. Und sie sprachen über Quantengravitation und eine Menge anderer Dinge. Aber es gab auch ein Segment über Gravitationswellen. Und sie stritten noch immer, ob Gravitationswellen Energieträger sind oder nicht. Und dann hatte Feynman die Idee für sein Gedankenexperiment, in dem zwei Ringe an einen Stab gebunden wurden. Und wenn die Gravitationswellen sie bewegen würden, dann würden sie Reibung erzeugen und so auch Energie. Und er überzeugte Leute davon, das zu machen. Auf diesem Treffen war ein junger Ingenieur, Joe Weber, der sich das anhörte, herumkam und mit vielen anderen Leuten sprach. Er hatte 1960 die Idee, Resonanzfrequenzstäbe herzustellen. Das bedeutet, einen Stab herzustellen und zu warten, bis Gravitationswellen durchkommen. Wenn die Gravitationswelle die richtige Frequenz hat, bringt sie den Stab zum Schwingen, das Signal baut sich auf und dann hat man es. Hier haben wir Joe Weber, als er 1960 an diesem riesigen Aluminiumzylinder, der zur Isolierung auf einem Turm angebracht ist, arbeitete und die Sensoren einrichtet, um die Gravitationswellen zu messen, wenn sie durchkommen. Man sucht nach etwas, einer Gravitationswelle, die den richtigen Ton trifft. Das hier ist der richtige Ton – nicht gerade ein angenehmer Ton. Aber da wir hier in Deutschland sind, ist es näher an der richtigen Note. Er arbeitete also viel und begeisterte eine Menge Menschen. Und in den 1960ern behauptete er, dass er sie entdeckt habe. Und das hat eine Menge Menschen dazu ermuntert, noch weitere Resonanzstäbe zu bauen usw., aber auch Theoretiker, Berechnungen anzustellen. Und in den ersten dieser theoretischen Abhandlungen wird behauptet, dass, angenommen Gravitationswellen kämen aus dem Zentrum der Galaxie, die Galaxie Masse mindestens 200-mal schneller verliert, als dies durch die Tatsache eingeschränkt werden kann, dass die Galaxie noch nicht auseinander gefallen ist. Das war sogar noch, bevor wir dunkle Materie hatten. Aber eine interessante Tatsache ist, dass er eine der ersten Personen war, die an Masern und Lasern arbeitete. Und er hat sogar über einen Laser und ein Ferometer nachgedacht. Aber er hielt die ersten öffentlichen Vorträge über Gravitationswellen. Er war somit ein echter Pionier. Er hat das Fachgebiet aufgerüttelt. Er kam weiterhin auf die falsche Lösung, aber er brachte den Fachbereich voran. Dies ist ein klassischer Fall im wissenschaftlichen Prozess, wo die Leute Dinge entdecken und so weiter. Sie kommen auf die falsche Lösung, die Leute prüfen das usw., aber dabei findet man heraus, wie es richtig gemacht wird. So, lassen Sie mich zu LIGO überleiten. Und ich werde über 40 Jahre von LIGOs Geschichte sprechen. Als ich ein junger Student war – Sam und ich haben uns darüber unterhalten – als ich ein junger Student am MIT war, traf ich Rai Weiss. Er hielt einen Vortrag. Ich habe den Kurs jedoch ein paar Jahre später bei Steven Weinberg belegt, bevor er nach Harvard wechselte. Aber er bot den Studenten einen Kurs über die allgemeine Relativität an, weil diese etwas darüber hören wollten. Und er schrieb einen Entwicklungsbericht, den ich Ihnen gleich zeigen werde, über die Idee, ein Laser-Interferometer zu verwenden, um Gravitationswellen zu messen. Das ist eine Idee, wie sich herausstellte, die zwei Russen 1962 vorgeschlagen hatten, nämlich Gertsenshtein und Pustovoid. Und diese wurde damals zu Zeiten der Sowjetunion von Vladimir Braginskii wiederbelebt. Das hier ist nun der eigentliche Bericht, es ist ein Entwicklungsbericht. Früher mussten wir den Förderorganisationen vierteljährlich einen Bericht vorlegen. Man bekam also einfach den Bericht aufgehalst. Das hier ist das Schema. Das ist seine Originalzeichnung. Das ist nun ein historisches LIGO-Dokument. Aber ich habe auch etwas dazu beigetragen. Das war das Ergebnis des Kurses, den er gab, als ich Student am MIT war. Er veranstaltete damals Diskussionsrunden mit den Studenten, so wie wir das diesen Nachmittag tun. Er veranstaltete eine Reihe von Diskussionsrunden und die Studenten stellten ihm Fragen. Dort kam er irgendwann auf die Idee, das Laser-Interferometer zu bauen. Und dort arbeitete er seine Notizen für den Entwicklungsbericht aus. Studenten spielen also manchmal eine wichtige Rolle in der Wissenschaft. Und schließlich, je nachdem wie man die Aufzeichnungen deutet, wurde LIGO entweder 1984 oder 1992 gemeinsam von Kip Thorne, Ronald Drever und Rainer Weiss gegründet. Kip Thorne kannte übrigens die Russen, und er kannte Braginskii, und er versuchte Braginskii anzuheuern, aber dem wurde es nicht gestattet die Sowjetunion zu verlassen. Und so schlug Rai Weiss vor, dass er Ron Drever aus Glasgow ins Boot holen solle. Und Ron Drever kam zunächst in Teilzeit und später in Vollzeit dazu. Es begann also nur mit diesen drei Leuten und heute sind es über 1.000 Forscher. Das ist ein beeindruckendes Wachstum, aber wenn man 40 Jahre hat, dann hat man Studenten und die haben selbst Studenten usw., und es wird groß. Hier ist nun eine kleine Zusammenfassung. Damals in den 1970ern gab die National Science Foundation der Caltech einen begrenzten Geldbetrag und dem MIT sogar noch mehr Geld, um ein Laser-Interferometer zur Erkennung von Gravitationswellen zu entwickeln. Damit konnte Drever anfangen, dort eines zu bauen, und Rai baute ein kleines am MIT. Und dann erklärte sich Rai bereit zu einer Studie mit der Industrie und ein paar anderen Leuten, um zu sehen, was es wirklich kosten würde, ein Gravitationswellen-Interferometer von der Größe zu bauen, die seinen Berechnungen nach nötig wäre, um das Ziel zu erreichen. Daraus würde dann später LIGO werden. Ich habe eine frühe Version davon gesehen und die Kosten dafür wurden auf 30 Millionen Dollar geschätzt. Zum Zeitpunkt als der Antrag eingereicht wurde, im Oktober 1993, waren es 100 Millionen Dollar. Es kostete letztlich 200 plus Millionen Dollar zu dem Zeitpunkt als die erste Generation von LIGO gebaut wurde. Der Bau begann 1992. Es gibt eine eigene lange Geschichte dazu. Es lief von 2002 bis 2010, sie schalteten es für fünf Jahre ab, um zum Advanced LIGO aufzurüsten. Und Advanced LIGO wurde letztes Jahr im Spätherbst in Betrieb genommen. Eigentlich war die Konstruktion noch gar nicht abgeschlossen, als dieses Ereignis verzeichnet wurde. Sie hatten gerade für diesen Tag aufgehört, weil es drei oder vier Uhr am Morgen war, und sie waren nach Hause gegangen, um sich auszuruhen. Und dann kam diese Gravitationswelle zufällig vorbei, das Gravitationswellenereignis. Die Gesamtkosten belaufen sich bisher auf 620 Millionen US-Dollar. Was bekommt man dafür? Nun, man bekommt dieses wunderschöne Ding in Livingston, Louisiana, und das in der Wüste von Hanford. Das ist der ungefähre Abstand aufgrund der politischen Situation zu dieser Zeit. Der damalige Leiter des Komitees war ein Senator aus Louisiana. Das ist also der Grund, warum eines davon nach Louisiana kam. Und das andere musste so weit wie möglich von Louisiana entfernt gebaut werden. Und Ted Stevens war zu der Zeit irgendwie noch nicht da, also ist es nicht Alaska geworden. Das ist das Konzept. Jede davon genau gleich lang. Die beiden Strahlen werden von Spiegeln zurückgeworfen und kommen an der Basis wieder zusammen. Wenn die Lichtwellen zurückkommen, sind sie so ausgerichtet, dass sie einander aufheben. Und man fügt sie zusammen und erhält nichts. Man erhält null.“ Das ist Rai Weiss. Aber wenn eine Gravitationswelle des Weges kommt, verzerrt sie den Raum und ändert den Abstand zwischen den Spiegeln. Einer der Arme wird ein wenig länger, der andere ein wenig kürzer. Einen Augenblick später tauschen sie die Rollen. Dieses Hin und Her zwischen Ausdehnen und Stauchen geschieht immer wieder, bis die Welle vorbeigezogen ist. So wie sich der Abstand verändert, verändert sich auch die Ausrichtung zwischen den Spitzen und Tiefpunkten der beiden zurückkehrenden Lichtwellen. Und die Lichtwellen heben einander nicht mehr auf, wenn sie im gemeinsamen Strahl wieder zusammengebracht werden. Jetzt erreicht ein wenig Licht den Detektor mit einer Intensität, die variiert, je nachdem wie sich der Abstand zwischen den Spiegeln ändert. Messen Sie diese Intensität und Sie messen Gravitationswellen.“ Das erinnert mich an die Filme der 1950er. Nun, die Wirklichkeit ist viel komplizierter. Wir werden darüber in der Diskussionsrunde sprechen, aber eigentlich war gestern eine Gesprächsrunde über gequetschte Quantenzustände usw. Letztlich ist das von der Heisenberg'schen Unschärferelation begrenzt. Und man kann eigentlich versuchen, es besser zu machen, indem man die sich umkreisenden Doppelneutronensterne misst. Man muss die Frequenz ein wenig verändern. Es gibt da gewisse Tricks dafür. Aber es ist nicht trivial, tatsächlich zu verstehen, wie es funktioniert, aber es scheint in Ordnung zu sein. Hier erinnere ich Sie noch einmal daran was passiert ist. Hier ist eine weitere Simulation. Hier sehen Sie die beiden schwarzen Löcher, und darunter sehen Sie das Potential, das entsprechend der Zeitverzögerung farbcodiert ist. Es gibt also eine Zeitverzögerung durch das Gravitationspotential. Es gibt auch Potential. Sie sehen, wie sie sich umkreisen, sie verlieren Energie. Sie sehen die Linien des freien Falls. Sie werden sehen, dass der Raum sehr manierlich ist. Das ist die unglaubliche Linearität der Raumzeit. Aber die allgemeine Relativität hat nun größtenteils den Endpunkt erreicht. Und während die Ereignishorizonte immer näher kommen, kommen sie zusammen und berühren sich. Und es wird tatsächlich recht kompliziert, also verlangsamen wir den Film. Machen Sie sich klar, dass das ganze Ereignis sich in einer viertel Sekunde vollzieht. Sie fallen zusammen, jede Menge Zerstörung. Aber wie Sie sehen, gingen die Freifalllinien über den Hügel und wieder in ihn hinein. Sie sehen das schwarze Loch oszilliert, strahlt Energie ab. Und im Grunde bleibt ein kugelförmiges schwarzes Loch oder in diesem Fall ein gekrümmtes schwarzes Loch, denn sie hatten einen Drehimpuls und dieser Drehimpuls muss irgendwie erhalten bleiben. Hier sind wieder die Wellen, nur um Sie daran zu erinnern. Und aufgrund dieser Zeitverzögerung sollte man diesen Bogen am Himmel erhalten. Man hat sogar zusätzliche Informationen, somit kann man vorhersagen, wo die Gravitationswelle in diesem Band war, welches einen ziemlich großen Ausschnitt des Himmels darstellt. Kein Teleskop hat ein solches Blickfeld, kein optisches Teleskop zumindest. Aber man sieht, wo man dachte, dass das Ereignis stattgefunden hat. Nun, zur gleichen Zeit meldete der Fermi-Satellit ein Gammastrahlensignal, einen Gammablitz. Das ist ein wenig überraschend, denn es wurde nicht erwartet, dass zwei schwarze Löcher einen Gammablitz erzeugen. Aber es ist theoretisch denkbar, obwohl es ein bisschen knifflig ist. Und hier ist, wo man glaubte, dass der Gammablitz herkam. Und man kann sie vergleichen. Es gibt eine Überschneidung an der Stelle, wo das stärkste Signal war. Und im Februar gab es einige Diskussionen darüber, ob der Gammablitz mit dem Ereignis in Verbindung steht. Man hört heute nichts mehr darüber, den Grund erfahren Sie hier und bei späteren Vorträgen. Wie ist also die momentane Lage? Hanford und Livingston arbeiten. VIRGO war wegen eines Upgrades abgeschaltet. VIRGO war recht ähnlich und ist in der Nähe von Pisa. In Deutschland steht GEO600 und ist angeschaltet. VIRGO sollte im Frühjahr wieder laufen. Der Bau eines LIGO in Indien ist gerade genehmigt worden. Und in Japan gibt es KAGRA. Leider waren, als das Ereignis geschah, nur zwei von ihnen angeschaltet. Man hat also nur ein schmales Band am Himmel, das überwacht wird. Das ursprüngliche LIGO ist dieser kleine rote Bereich im Zentrum. Die aktuelle Version von LIGO, von der wir die Ergebnisse haben, ist dieser goldene Bereich. Und wenn sie die volle Empfindlichkeit erreichen, für die sie ausgelegt sind, wird es sich bis hierhin ausweiten. Der erste Ausbau war ein Faktor von 27 verglichen mit dem ursprünglichen LIGO. Der volle Ausbau wird einen Faktor von 1000 bringen. In unseren frühen Berechnungen war das der Bereich, in dem mindestens einige Ereignisse mit zwei Neutronensternen auftreten sollten. Vielleicht bis zu 100 Ereignisse pro Jahr mit zwei Neutronensternen. Wir werden herausfinden, ob wir damit recht haben oder nicht. Ich habe hier diese Karikatur, und ich fand sie einfach richtig gut. Da ist der Kerl mit dem Hammer. Und die Wissenschaftler sind alle aufgeregt. Die LIGO-Wissenschaftler sind alle aufgeregt wegen dem, was sie sehen. Und es kam so, dass vor nur zehn oder elf Tagen ein weiteres Paar schwarzer Löcher bekanntgegeben wurde. Das ist 1,4 Mrd. Lichtjahre entfernt, das ist das zweite Ereignis. Dieser Tanz erzeugte kleine Wellen im Gefüge von Raum und Zeit, die auch als Gravitationswellen bekannt sind.“ Es gab eine Menge Wellen da draußen, die alle zu klein waren, um sie zu sehen. Und dann ist da ein starkes Zirpen, als die Amplitude und die Frequenz anstiegen. das als Laser-Interferometer-Gravitationswellen-Observatorium oder kurz LIGO bekannt ist. Wissenschaftler am LIGO gaben die Entdeckung zweier schwarzer Löcher am 15. Juni bekannt.“ Sie sehen, die Frequenz ist anders, es ist eine höhere Frequenz. So lernt man die Vogelrufe. Aber die von LIGO entdeckten schwarzen Löcher werden voraussichtlich kein Licht abstrahlen. LIGO bringt also, indem es nach Gravitationswellen sucht, auf andere Art Licht in die ansonsten unsichtbaren Bereiche des Universums.“ Das ist die PR. Ok, also hier ist das Ereignis. Und Sie werden feststellen, dass daran etwas anders ist. Das Signalgeräusch ist nicht annähernd so gut. Man sieht es nicht mit bloßem Auge. Die Software sah es jedoch innerhalb von drei Minuten, denn es gab eine Korrelation zwischen den beiden. Und Sie sehen das Signal und die Amplitude, wie sich das Zirpen beginnt aufzubauen und die Amplitude steigt. Aber wenn Sie ganz genau hinschauen, werden Sie eine Veränderung sehen. Das ist eine Präzession des Orbits. Das bedeutet, eines der schwarzen Löcher hat einen beachtlichen Spin und man es gibt eine Spin-Bahn-Kopplung. Oh mein Gott, Sie werden sich mit Atom-Zeugs beschäftigen müssen, wo man Spin-Bahn-Kopplung mit Gravitationswellen hat, denn der Spin beeinflusst das Drehmoment des Orbits. Und wenn Sie sich die schwarze Kurve genau anschauen, werden Sie sehen, dass eines von ihnen einen Spin von mindestens 0,2 aufweist, während 1 der maximale Spin schwarzer Löcher ist. Sie weisen also einen beachtlichen Spin auf. Das wird alles interessant. Es stellt sich also heraus, dass es drei mögliche Ereignisse gibt. Nun, ein mögliches Ereignis und zwei bestätigte. Das erste gleich nachdem die Gerätschaften von den Ingenieuren, die sie testeten, allein gelassen wurden, ein weiteres ungefähr einen Monat später. Und eines ungefähr zweieinhalb Monate später, am 14. September und am 26. Dezember. Ein verspätetes Weihnachtsgeschenk. Und Sie werden den Unterschied feststellen, denn sie sind von dem Zeitpunkt an, als ihre Frequenz bei 30 Hz lag, bis zum heutigen Zeitpunkt abgebildet. Nun, je kleiner die schwarzen Löcher, desto schneller ist ihre Umlauffrequenz, da sie sich näher kommen können, bevor sie verschmelzen. Sie haben die Großen zuerst gesehen und die Kleinen zuletzt und dieses Ding hier, obwohl sie nicht so klein sind. Hier sind das primäre schwarze Loch und das sekundäre schwarze Loch – 36 Sonnenmassen, 23 Sonnenmassen, 14 Sonnenmassen. Alle sind noch immer größer als der Durchschnitt. Aber jetzt fangen wir an, eine Bestandsaufnahme der Massen der schwarzen Löcher zu machen, die die Leute sehen. Aber wir neigen dazu die Großen zu sehen. Das müssen Sie berücksichtigen. Und Sie sehen das sekundäre schwarze Loch, nicht viel Unterschied. Und Sie sehen die Gravitationswellenenergie. Beim ersten Ereignis waren es drei Sonnenmassen. Beim nächsten sind es 1,5 Sonnenmassen. Beim letzten Ereignis war es nur eine Sonnenmasse an Energie, was in etwa dem entspricht, was eine wirklich große Typ-II-Supernova in einem Monat ausstößt. Das ist die Skala, auf der sich das abspielt. Das ist also ziemlich beeindruckend, obwohl es schwierig aufzuspüren ist, selbst mit diesem 600 Millionen Dollar teuren Instrument. Gut, Sie wollen nochmal die Geräusche hören. Hier ist das reine Geräusch. Hören Sie genau hin. Ah, das Lautsprechersystem ist besser als an meinem Computer. Hier ist die verschobene Frequenz, damit Sie es hören können. Das wegen der Hörbarkeit frequenzverschobene Geräusch klingt wirklich wie ein Vogelruf. Zwitscher. Wie wissen wir, was vor sich geht? Wie wissen wir, was wir sehen oder in diesem Fall hören? Hier ist die beste Anpassung und das ist eine LIGO-Angelegenheit. Sie meinen eigentlich GW15, aber wer auch immer das geschrieben hat, hat es falsch geschrieben. Hier ist die vorhergesagte Wellenform aus einem numerischen allgemeinen Relativitätsmodell, wo man den Verlust hat, den Anstieg der Amplitude der Gravitationswellen und den Anstieg der Frequenz, wenn die Umlaufbahn enger wird. Das ist für das Ereignis im Dezember, das für das im September. So sollte der binäre Neutronenstern aussehen. Die Frequenz liegt 1 über der effektiven reduzierten Masse des Systems. So erfahren Sie die Frequenz, denn die physikalische Größe des schwarzen Lochs ist proportional zur Masse und so erfahren Sie, wie die begrenzende Orbitgröße aussehen kann usw. Indem Sie nur die Frequenz in der letzten Minute messen, können Sie die Masse schätzen, die reduzierte Masse des Systems und andersherum. Sie können also sagen, dass das nicht die binären Neutronensterne sind. Das sind wirklich schwarze Löcher, allein wegen der Frequenz, die Sie sehen. Und das ist die Stelle, wo sie am Himmel auftauchen. Ich habe Ihnen das eine schon gezeigt. Das erste hier unten in grün. Die beiden anderen, das potentielle Ereignis und das letzte Ereignis, das diesen Monat veröffentlicht wurde. Ich erinnere Sie nochmal: Die ursprüngliche LIGO-Reichweite und die größere LIGO-Reichweite, es geht um die 1000-fache Reichweite, auf die wir zusteuern. Da sind wir noch nicht angekommen, wir sind jetzt beim 26-fachen. Wir erwarten, dass die Ereignisrate um einen Faktor von 10 - 40 ansteigt, je nachdem wie gut die Verbesserung von LIGOs Design umgesetzt wird. Das bedeutet, wenn wir jetzt ein Ereignis pro Monat sehen, sollten wir zehn pro Monat sehen. Das wird einen Wandel in der astronomischen Arbeit darstellen. Das ist nicht der einzige Ort. Da mehr Detektoren entstehen, wird die Lokalisierung besser, aber es gibt noch andere Wellenlängenbereiche, die man sich ansehen kann. Auf der unteren Achse liegt die Frequenz und auf der vertikalen Achse die Rauschspannung pro Wurzel Hertz. Und Sie sehen die zu erwartenden Messempfindlichkeiten und Signalstärken für das im Weltraum stationierte Interferometer, das wir LISA nennen, und für das Pulsar Timing Array. Das ist etwas, was man tun kann. Es gibt Pulsaren, die sehr gut als Uhren verwendet werden können. Man kann sie sich ansehen, während die Gravitation vorbeizieht. Ihre Frequenz sollte sich durch den Doppler-Effekt hin und her verschieben. Man sollte in der Lage sein, das zu messen. Das ist die ganze Sache, ich möchte Sie Ihnen auf einer anderen Skala zeigen. Auf der oberen Skala ist der Big Bang. Die Ereignisse die es auslösen. Das sind Quantenfluktuationen im Big Bang. Vor einem Jahr berichtete BICEP, dass sie das gesehen haben. Es ist nicht ganz sicher, denn es könnte auch Staub gewesen sein. Sie sehen die anderen Dinge die ablaufen könnten und auf welcher Skala. Ich wollte noch zwei Dinge sagen, um abzuschließen. Wir hatten nicht erwartet, dass da zehn bis dreißig schwarze Löcher mit Sonnenmassen sein würden. Aber wenn man dreißig hat, dann hat man da ein großes Vorkommen. Man kann mit LISA anfangen sie zu sehen, bevor sie verschmelzen. Wenn LISA läuft, kann man also anfangen, diese schwarzen Löcher zehn Jahre, bevor sie ineinander stürzen, zu sehen. Zwischen zehn Jahren und einem Tag vor der Kollision ist man auf der LISA-Bandbreite. Aber sicherlich eine Woche, man kann mindestens eine Woche vorhersagen. Man kann auf zehn Sekunden genau vorhersagen, wann die Vereinigung stattfinden wird. Und man kann bis auf ein Grad genau vorhersagen, wo andere Beobachter ihren Blick hinrichten sollten. Wir beobachten nicht nur ultrastarke Gravitationsfelder. Wir führen auch eine Zählung schwarzer Löcher durch. Wir machen eigentlich eine Menge verschiedene Dinge. Das wird zu einem ganz neuen Feld in der Astronomie werden. Damit schließe ich. Und nur 32 Sekunden zu spät.


The recent detection by a LIGO collaboration of gravitational waves from merging binary pair of 30-solar mass black holes is culmination of long efforts.
The trek taken by many individuals in the discovery of gravitational waves is quite stunning and this talk recounts the journey in finding those waves. Since the origin of the idea in the early twentieth century, Einstein predicted them first one hundred years ago in 1916 but that was confused and the theoretical and experimental blunders continued for some time. Efforts for their detection and subsequent discovery also have a long history and include similar confusions. However, we have great confidence in these new results, even though they provide a number of surprises. Most of all they are a stunning confirmation of General Relativity.