quasarmodelle - max planck society
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Quasarmodelle
Zur Energiebilanz in AGN
Betrachte zwei charakteristische Falle:
3C 273: Hellster bekannter Quasar.
z = 0.158â dL = 1.06 Gpc, mâM = 40.1, K(z) ' â0.3;
V = 12.8âMV = â27.0; L(V ) = 5Ă 1012L.
â âź 50fach leuchtkraftiger als hellste Galaxien (MV ' â23).
NGC 5548: Nahe Seyfert 1-Galaxie.
z = 0.017â dL = 102 Mpc, mâM = 35.0, K(z) ' 0;
V = 13.5âMV = â21.5; L(V ) = 3Ă 1010L.
â vergleichbar mit ganzer MilchstraĂe (MV ' â22).
Bolometrische Leuchtkrafte jeweils um Faktor âź 5â10 hoher
Energiequelle: vermutlich Akkretion auf ein kompaktes Zentralobjekt
Argument: Nutze Reservoir aus potentieller Energie in Muttergalaxie; Umwand-
lung in thermische Energie durch Reibung.
Betrachte Probeteilchen mit Masse m in Entfernung r von Zentralmasse M .
Fur schwarze Locher: r > rs = 2GM/c2 (Schwarzschildradius).
Nichtrelativistische Abschatzung: Massenzuwachs durch Akkretion mit Rate M
von r =â auf Endradius r > rs liefert:
L â GMM
rIn Analogie zur Energieerzeugung durch Kernfusion:
L = ΡMc2 mit Ρ ' GM/rc2 .
GroĂteil der Leuchtkraft kommt i.d.R. aus Bereich r ' 5 . . .10rs
â Ρ ' 0.05 . . .0.1 (bestatigt in genaueren Rechnungen)
Akkretionsrate bei 3C 273: âź 20M yrâ1; bei NGC 5548: âź 0.5M yrâ1.
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Quasarmodelle: Zutaten
Ansatz: Vereinheitlichung des AGN-Zoos durch Konzentration auf wesentliche
Parameter. Ziel: Ein Basismodell fur (fast) alle Typen.
Zentrales schwarzes Loch Masse âź 106 . . . 1010M. Vermutlich mehr oder weni-
ger schnell rotierend.
Akkretionsscheibe: EinflieĂende Materie hat geordneten Eigendrehimpuls, des-
halb ist spharische Akkretion unplausibel: Ausbildung einer Vorzugsebene
(in Hauptebene der Muttergalaxie???).
Viskose Heizung der Scheibe â Thermische Kontinuumsemission im opti-
schen/UV/weichen Rontgenbereich (d.h. Temperatur âź 105 K).
Jets: Ein (kleiner) Teil der akkretieren Materie wird wieder ausgeworfen â
beschleunigt, gebundelt & âź senkrecht zur Scheibenebene:
â Synchrotron-Radioemission; hochenergetische Strahlung.
Warme Gaswolken: Um Akkretionsscheibe herum bewegen sich Wolken mit bis
zu âź 10 000 km/sâ Broad-Line Region.
Staubtorus (o.a.): AuĂenzone der Akkretionsscheibe nicht transparent fur
opt/UV-Strahlung;
â Abschattung der BLR in Sy 2-Galaxien; Re-Emission der absorbierten
Strahlung im Infraroten.
Ionisiertes Gas in Muttergalaxie Quasarstrahlung enthalt groĂe Mengen von
UV-Photonen, kann groĂe Bereiche des interstellaren Mediums in Mutter-
galaxie ionsieren â Narrow-Line Region, Extended Narrow-Line Region,
schmale Emissionslinien in Muttergalaxie
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narrow line region
relativistic jet
dusty torus
broad line region
nuclear black hole
accretion disk
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Verbotene vs. erlaubte Ubergange
Erlaubter Ubergang: Dipolubergang vorhanden â hohe Ubergangswahr-
scheinlichkeitenâ Strahlungsabregung passiert schnell (Linien: z.B. LyÎą,
Hι, Hβ, C IV,...)
Verbotener Ubergang: verstoĂt gegen âS = 0 (und eine weitere) Auswahl-
regel â nur Ubergange hoherer Momente (Quadrupol,...) â Ubergangs-
wahrscheinlichkeiten klein (10â9â10â10)â wenn stoĂangeregt dann relativ
lang stabil (Voraussetzung: kleine Dichten)
Halbverbotener Ubergang: âInterkombinationslinienâ, âS 6= 0 â Uber-
gangswahrscheinlichkeiten âź 10â6
Bereiche nahe des Kerns: Hohe Geschwindigkeiten, hohe Dichten â breite
Linien â âBroad Line Regionâ
Erlaubte, halbverbotene Ubergange moglich, erzeugen Linien, verbotene
Ubergange werden durch hohe Dichten wieder StoĂabgeregt â keine ver-
botenen Linien
Bereiche weiter auĂen: Niedrigere Geschwindigkeiten, niedrigere Dichten
â schmale Linien â âNarrow Line Regionâ
Erlaubte, halbverbotene Ubergange moglich, durch geringe Dichten werden
verbotene Ubergange nicht mehr stoĂabgeregt â auch verbote Linien
ââ verbotene Ubergange erscheinen immer als schmale Linien, erlaubte/hal
verbotene Ubergange als breite oder schmale, je nach Entfernung vom Kern
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Klassifikationsrelevante Parameter
⢠Zentralmasse und Akkretionsrate:
1. LINERs ââ Seyfert 1 ââ Quasare
2. Radiolaute ââ Radioleise Quasare?
⢠Eigendrehimpuls des schwarzen Lochs:
1. Radiolaute ââ Radioleise AGN?
(unsicher)
2. Bundelung der Jets?
⢠Orientierungswinkel zum Beobachter:
1. Seyfert 1 ââ Seyfert 2 â auch QSO 1 ââ QSO 2?
(Abschattung der BLR durch Torus)
2. Radiolaute Quasare ââ Radiogalaxien
(Abschattung des Kerns durch Torus)
3. BAL-Quasare ââ nicht-BAL-Quasare
(Abdeckung des Kerns durch BAL-Wolken/-Winde)
4. Blazare ââ nicht-Blazare
(Winkel relativ zur Jetachse)
Alternative Klassifikationskonzepte existieren â vor allem solche, die verschie-
dene AGN-Typen entlang einer Entwicklungssequenz aufreihen.
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Schwarze Locher in AGN
Hypothese superschwerer schwarzer Locher (BH) in AGN: 10 Hinweise
1. Variabilitat der AGN (Rees 1977): bis unter 1 min fur einige Seyfertga-
laxien
â Lichtlaufzeit fur ' Schwarzschildradius bei 107 MVariabilitat-Zeitskala skaliert mit AGN-Leuchtkraft
2. Effizienz der Energieerzeugung: hohe Leuchtkrafte der Quasare
â L ' ΡMc2 â Ρ <âź 0.1 bei Akkretion auf BH
(zum Vergleich: 10â10 bei chem. Reakt.; 10â3 bei HâHe Fusion)
3. Massen: L â GMM/r â um Quasar-Leuchtkrafte zu erreichen, werden
âkompakte Zentralobjekteâ in Galaxienkernen bis zu âź 1010 M benotigt.
4. Scheinbare Uberlichtgeschwindigkeit der Jets:
â v ' c, relativistisch tiefer Potentialtopf
5. Radioquellen/-Jets: â konstante Ausrichtung > 106 Jahre, andere Ursa-
chen (Supernovae etc.) scheiden aus
6. Geschwindigkeitsdispersion der Sterne nahe des Kerns: ' 10â3c
7. Breite Emissionslinien: optisch und Rontgen (MCG 6-30-15 und andere)
â bis zu âź 10 % c â relativistische Bewegung der Quelle
8. Statistische Evidenz: Schwarze Locher in allen Galaxien mit signifikan-
ter Spharoid-Komponente (â VorlesungâExtragalaktische Astrophysikâ),
âź0.12 % der Gesamtmasse des Spharoids
9. Theoretisch-physikalisches Argument (Rees 1984): Zeitentwicklung
eines extrem kompakten Sternhaufens fuhrt zur Entstehung eines
massereichen schwarzen Lochs
10. Rotationsquelle: Schwarze Locher in einigen wenigen Galaxien (Milch-
straĂe, NGC 4258) fast zweifelsfrei nachgewiesen (Massen 106 . . . 107 M)
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Die Frage nach der Entstehung der massereichen schwarzen Locher in Galaxien-
kernen ist noch weitgehend ungeklart. Im wesentlichen zwei Optionen: Ausbil-
dung der schwarzen Locher bereits in der Anfangsphase der Galaxienentstehung,
oder langsames Wachstum aus stellaren schwarzen Lochern?
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Vergleich Ark 120âStern (oben) zu Stern 1âStern 2 (unten)
(Carini et al. 2003, AJ, 124, 1811)
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âUberlichtgeschwindigkeitâ bei Radioquellen: PKS 1502+106
(An et al. 2005, 2004, A&A, 421, 839)
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Radioquasar 3C 175, Lange der Radiostruktur > 300Lichtjahre (einseitig)
(NRAO/AUI)
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FIG. 7. The time-averaged iron line profile observed in the Seyfert galaxy NGC 3516, obtained from along ASCA observation (Nandra et al. 1999). It shows a broad red tail as well as a resonant absorptionfeature around 5.4 keV.
Discussion in text | Previous figure | Next figure
Fe K Îą Linie im Rontgenbereich (Nandra et al. 1999)
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BulgeâBH Massenbeziehung (Marconi & Hunt 2003)
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NGC 4258: H2O-Maser (22 GHz), Auflosung 0.â˛â˛0006 (âź0.017 pc)
Rotationskurve der nuklearen Scheibe (Herrnstein et al. 1999):
ââ M(r < 0.13) pc = 3.3Ă 107Mââ perfekt Keplerâsch! ââ Masse konzentriert < 0.012 pc
1500 13001400
1
2
3
4
0
Flu
x D
ensi
ty (
Jy)
550 450 -350 -450
0.1 pc
2.9 mas
Line-of-Sight Velocity (km s )-1
10 5 0 -5 -10Impact Parameter (mas)
-1000
0
1000
2000
LOS
Vel
ocity
(km
/s)
(Herrnstein et al. 1999, Nature)
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MilchstraĂe: stellare Eigenbewegung (Schodel et al. 2002):
ââ MGC(r < 17 lh) = (3.7Âą 1.5)Ă 106M
(Schodel et al. 2002, Nature + ESO PR23c/02)â
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Schwarze Locher â Grundlagen
Schwarzes Loch, Definition:
â Losung zu allgemein relativistischer Feldgleichung mit asymptotisch
flacher Raumzeit und Ereignishorizont
â Horizont: trennt sichtbare Ereignisse von unsichtbaren, umschlieĂt Sin-
gularitat der klassischen Physik
â âcosmic censorshipâ: Singularitat immer unbeobachtbar
Schwarzes Loch, Parameter:
âno hairâ-Theoremâ einzige Parameter:
â Masse M , Drehimpuls a = J/Mc, Ladung q
Radius des Ereignishorizonts (Konvention: G = 1, c = 1):
rh = M +â
M2 â a2
a = 0: Schwarzschildradius, rs = 2M
a = 1: âGravitationsradiusâ, rg = M
ââ Metrik beschrieben durch Boyer-Lindquist-Koordinaten:
ds2 = Îą2c2dt2 â Ď2(dĎâ Ďdt)2 â (Ď2/â)dr2 â Ď2dθ2
Ď2 ⥠r2 + a2 cos2 θ, â ⥠r2 â 2GMr/c2 + a2
ÎŁ2 ⥠(r2 + a2)2 â a2â sin2 θ, Ď âĄ (ÎŁ/Ď) sin θ
Ď(r, θ) ⥠2aGMr/cÎŁ2, Îą(r, θ) ⥠Ďâ
â/ÎŁ
âframe-draggingâ Ď: Raum-Winkelgeschwindigkeit
⥠ZAMO-Winkelgeschwindigkeit, Ď = (dĎ/dt)ZAMO
(Zero Angular Momentum Observer)
âred-shift, time lapseâ Îą: Gravitative Zeitverzogerung, Gravitationsrotver-
schiebung
(ZAMO-Eigenzeit Ď â globale Zeit t, Îą = (dĎ/dt)ZAMO)
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Fur nicht-rotierendes Schwarzschild BH: a = 0, dĎ = 0, dθ = 0 â
Ď2 = r2, â = r2 â 2GMr/c2
ÎŁ = r2, Ď = r sin θ
Ď(r, θ) = 0, Îą(r, θ) =â
1â 2GM/rc2
ds2 = Îą2c2dt2 â Ď2(dĎâ Ďdt)2 â (Ď2/â)dr2 â Ď2dθ2
â ds2 = (c2 â 2GM/r)dt2 â (1/(1â 2GM/rc2))dr2
(Schwarzschild-Koordinaten)
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Orbits um schwarze Locher:
Schwarzschild-Metrik: â unabhangig von t, Ď
â Energie- (E) und Drehimpuls (L)-Erhaltung
â Bewegungsgleichung (vgl. mit Newtonâschem Fall)
r ⥠dr/dĎ = ââ
E2 â V (r)
V (r) = (1â 2M/r)(1 + L2/r2) effektives Potential
â Stabile Kreisorbits bei Radien, die V (r) minimieren
Aber: Orbits nicht geschlossen fur E >â
2V (rmin)
â Instabile Kreisorbits bei Radien, die V (r) maximieren
Kleinster stabiler Orbit bei rms = 3rs, (1â Ems) = 0.057
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Kerr-Metrik:
Fur a = 1: rms = rg (direkt), rms = 9rg (retrograd)
Ergosphare rotierender schwarzer Locher:
â Kerr-Metrik
Stationare Beobachter, (r, θ) fest, Rotation Ί = dĎ/dt
â Aus uÎąuÎą = â1 (Vierergeschwindigkeit) folgt:
Ίmin < Ί < Ίmax
â Fur rotierendes BH: Ίmin > 0 oder
r < rE = M +â
M2 â a2 cos2 θ
fur r â rh: Ίmin = Ίmax = Ίh = a/(r2h + a2)
Ergosphare: Region zwischen rh und rE:
â âstatic limitâ rE: Beobachter muĂ mitrotieren
â Orbits r < rh moglich mit negativer Gesamtenergie,
Teilchen mit E < 0 kann Loch-Masse reduzieren!
â Irreduzible Masse (Hawking): Mirr =â
Mrh/2, Ίh < 1/â
8Mirr
â M âMirr < 0.29M Energiegewinn aus rotierendem BH
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Ergosphare (Perlik, 2004)
Frame Dragging (Sochichi Uchii)
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Schwarze Locher â wichtigste Punkte
âNo Hairâ Theorem: BHs haben nur Masse, Drehimpuls und Ladung (aber
keine Haare)
Metrik: Unterschiede nicht-rotatierend und rotierend (Schwarzschild, Kerr)
Ereignishorizont:
a = 0: Schwarzschildradius rs = 2M
a = 1: Gravitationsradius rg = M
letzte stabile Bahn:
Schwarzschild: rms = 3rs
Kerr: rms = rg (prograd), rms = 9rg (retrograd)
aber: in Kerr Metrik innerhalb von Ergosphare rE muĂ der Beobachter
mitrotieren um auf stabiler Bahn zu sein â Frame Dragging, kein Inerti-
alsystem mehr
in Ergosphare:
Orbits mit negativer Gesamtenergie moglich
Energiegewinn bis GroĂe 0.29MBH aus Rotation moglich
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Energiegewinnung aus rotierenden schwarzen Lochern:
Blandford-Znajek-Prozess: elektromagnetische Kopplung an BH
Vier Gedankenexperimente:
1. BH in konstantem elektrischen Feld
â lose Maxwell-Gleichungen in Schwarzschildmetrik
â BH ist elektrischer Leiter (Horizont Equipotentialflache)
2. BH in magnetisierter (B,E) Wolke â Akkretion
â B,E-Fluktuationen, Zerfallszeit Ď âź rg/c
â âB
ât= ââĂ E ' âE
rg
' âjRh
rg
' âBRh
4Ďrg
â âWiderstandâ des BH Rh, mit
âB
ât' âB
Ďâ Rh = 4Ď = 377 Ί
3. Schwarzschild-BH, konstantes B, mit Batterie verbunden
â Elektrischer Strom I ' V/Rh quer zu B
â Lorentz-Kraft FL âź jĂB, Drehmoment ' IB
4. Rotierendes BH, konstantes B
Da Leiter â Induktion einer Potential-Differenz
â V ' Ίhr2gB ' rgB
â bei externem elektrischen Strom zwischen Pol und Aquator
Arbeitsleistung im externen Medium / Energie aus BH
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Blandford-Znajek-Prozess: Arbeitsleistung
Abschatzung: Ohmâsche Heizung
LBZ ' I2Rh + I2Rext
Fur Rh ' Rext maximale externe Leistung:
â LBZ ' I2Rext ' r2gB
2/Rh
Blandford-Znajek-Prozess: Anwendung auf AGN:
â Magnetfeld, aus Akkretionsscheibe:
Dynamoprozess oder Advektion (?)
â Equipartition (Pgas ' Pmag) â B ' 104 G
â BH-Masse: 108M
daraus
â Spannung eines rotierenden BH:
V âź rgB = 1019
(
M
108M
)2 ( B
104G
)2
V
â Arbeitsleistung eines rotierenden BH:
LBZ ' 1045
(
a
M
)2 ( M
108M
)2 ( B
104G
)2
erg sâ1
â Zum Vergleich: âFreie Energieâ:
M âMerr ' 4M3Ί2h ' 1061
(
a
M
)2 ( M
108M
)2
erg
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Schwarze Locher auĂerhalb von AGN
⢠stellare Schwarze Locher nach Supernova-Kollaps oder Verschmelzung von
Neutronendoppelsternen â 1â3 M
⢠in Sternhaufen Verschmelzung und Akkretion â 103â104 M?
moglicherweise in Fruhzeit âSaatâ fur galaktische BHs
⢠galaktische BHs â 105â1010 M
Stellare BHs:
Rontgendoppelsterne (X-ray binaries, XRB)
⢠fruher 1970er: Entdeckung sehr heller Rontgenquelle im Sternbild
Schwan (Cygnus): Cygnus X-1
⢠damals Position sehr ungenau: optisches Gegenstuck?
⢠Fruhjahr 1972: plotzliches Auftauchen einer Radioquelle, gleichzeitig
Ausbruch von Cyg X-1 im Rontgenbereich
⢠Eindeutige Identifikation der Radioquelle mit OB Uberriese
HDE 226868 (O9.7 Iab) â sehr wahrscheinlich Doppelstern
⢠Messungen: 5.6 Tage Periodizitat in Radialgeschwindigkeit und Ront-
genlichtkurve
⢠Rontgenvariation nicht periodisch variabelâ Rontgenquelle hat keine
feste Oberflache! â kein Neutronenstern sondern Schwarzes Loch mit
Akkretionsscheibe
⢠aus Orbits: 10 M
Mikroquasare
⢠Rontgenquellen und Jets wie bei âechtenâ Quasaren
⢠Jet-Ausdehnung statt 100 Kiloparsec nur im Parsecbereich
⢠Rontgendoppelsterne mit einem stellaren BH im Zentrum, Akkretions-
scheibe ubertragt Masse, relativistische Elektronen in Jets produzieren
Radiostrahlung
⢠alle Vorgange laufen im Vergleich zu QSOs sehr schnell ab â Testla-
boratorien fur Teile der AGN-Physik
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Optisches Spektrum (oben) und Radialgeschwindigkeitsperiodizitat (unten) von
HDE 226868, 5.6 Tage (LaSala et al. 1998)
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Rontgenemission: Periodischer Neutronenstern Hercules X-1 (oben), aperiodi-
sches BH Cygnus X-1 (Mitte, unten)
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Mikro- vs. Makroquasar, skalierbare Physik, ahnliche Phanomene
(Mirabel et al. 1998)
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Superluminale Geschwindigkeiten im Mikroquasar GRS 1915+105
(Mirabel et al. 1994)
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Fe KÎą Emissionslinie im Rontgenbereich
⢠Fluoreszenzlinie Fe K bei 6.4 keV
⢠naturliche Breite <âź200 eV
⢠beobachtet sowohl bei AGN, XRB: sehr breite Linie (>2 keV)
⢠Linienbreite wie im optischen/UV durch tiefen Potentialtopf und
groĂen Rotationsgeschwindigkeiten
⢠Energien <4 keV nur mit rotierendem Kerr BH moglich
BHs mittlerer Masse:
Ultraleuchtkraftige Rontgenquellen (ULX)
⢠optische Gegenstucke und integrierte Rontgenleuchtkraft deuten auf
sehr energetische Rontgenquelle hin
⢠Masse groĂer als stellares BH
⢠evtl. Uberreste von Cluster?
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Fe KÎą Linie, Ruhewellenlange 6.4keV. Stellare Rontgenquellen Cyg X-1 und
XTE J1650-500; nichtrotierendes BH oben, rotierendes BH unten.
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FIG. 7. The time-averaged iron line profile observed in the Seyfert galaxy NGC 3516, obtained from along ASCA observation (Nandra et al. 1999). It shows a broad red tail as well as a resonant absorptionfeature around 5.4 keV.
Discussion in text | Previous figure | Next figure
Fe KÎą Linie, Ruhewellenlange 6.4keV. Seyfertgalaxien NGC3516 und MCG 6-
30-15; nichtrotierendes BH oben, rotierendes BH unten.
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Ultraleuchtkraftige Rontgenquelle in Galaxie Holmberg II: Rontgen, Radio und
optische Integral-Field Spektroskopie
(Lehmann et al. 2005)
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Direkter Nachweis von Schwarzen Lochern:
Gravitationswellen
Interferometrischer Nachweis
⢠Michelson Interferometer mit groĂer Armlange
⢠sehr konstanter Laserstrahl
⢠sich verschiebende Interferenzmuster bei unterschiedlicher
Langenanderung in den beiden Armen â Licht in Photodiode
⢠Nachweisempfindlichkeit â Schenkellange und Lichtleistung
⢠Signalverstarkung durch mehrfaches Durchlaufen der Arme
⢠Empfindlichkeit von 10â5000Hz (entsprechend Umlauffrequenz von en-
gen Binarsystemen)
⢠angestrebte Genauigkeit: 10â21 â ein Atomdurchmesser auf 1km
Armlange!
Resonanzdetektoren
⢠Langenanderung eines Metallzylinders durch durchlaufende GW
â Anderung der Eigenfrequenz
⢠standige Messung der Eigenfrequenz
⢠empfindlich nur auf Signale nahe Eigenfrequenzâ von Masse abhangig
⢠war erste GW-MeĂmethode in den 1960ern
Bestehende Detektoren
⢠Geo600 (bei Hannover, 600 Meter Armlange)
⢠LIGO (Hanford+Livingston/USA, 4km, 4km, 2km)
⢠VIRGO (bei Pisa, 3km)
⢠TAMA300 (Tokyo, 300 Meter Lange)
⢠einige Resonanzdetektoren
Geplante Detektoren
⢠LISA (Weltraum, 5 Millionen km), ESA/NASA, 2013â15
Bis jetzt kein Nachweis von GW! Die MeĂgenauigkeiten sind aber so groĂ, daĂ
bald (5 Jahre) erste Signale erwartet werden: verschmelzende stellare BHs
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GW-Interferometer Grundprinzip (oben), Nautilus Resonanzdetektor (unten)