Herr Danzmann, nach jahrzehntelangen Vorarbeiten scheint es jetzt Schlag auf Schlag zu gehen: vor zwei Jahren der erste direkte Nachweis von Gravitationswellen und von verschmelzenden Schwarzen Löchern, dann vor wenigen Tagen die Bekanntgabe des Physik-Nobelpreises für diese bahnbrechenden Entdeckungen, an denen Sie entscheidenden Anteil haben, und nun der Nachweis und die genaue Ortung von verschmelzenden Neutronenstern-Paaren, was endgültig die Ära der Gravitationswellenastronomie eröffnet. Wie fühlen Sie sich da?

Es regnet schon ein bisschen Schokolade – es hat ja auch lange genug gedauert. Seien wir mal ehrlich: Da darf man langsam auch etwas detektieren. Umso größer ist nun die Freude. Es war ja klar, dass es irgendwann losgehen würde!

Es ist, als wäre ein Damm gebrochen, der den Messungen bisher im Wege stand …

Das Problem bei Gravitationswellen ist, dass die Empfindlichkeit der Detektoren eine gewisse Schwelle überschreiten muss, um in einen genügend großen Teil des Universums hinauslauschen zu können. Wenn man das schließlich geschafft hat, dann können wir über die große Leere hinwegkommen, die sich zwischen uns und dem Virgo-Galaxienhaufen erstreckt. Dann gibt es kein Halten mehr – denn bei großen Entfernungen ist der Kosmos voll von Ereignissen, die Gravitationswellen erzeugen.

Im August 2017 waren erstmals drei Gravitationswellendetektoren an einer gemeinsamen Messkampagne beteiligt: die beiden LIGO-Detektoren in den USA und Virgo in Italien. Wie entscheidend war dieses Zusammenspiel bei den jüngsten Entdeckungen?

Nehmen wir zunächst mal das Gravitationswellenereignis GW170814 vom 14. August, das durch die Verschmelzung von zwei Schwarzen Löchern ausgelöst wurde: Alle drei Detektoren haben dieses Ereignis registriert. Diese Dreifach-Koinzidenz war für die Eingrenzung des Bereichs, in dem die Quelle am Himmel steht, sehr wichtig. Aber Virgo hat da viel Glück gehabt. Denn mit der Reichweite, die Virgo im Moment hat, hätte das Signal eigentlich gar nicht gemessen werden können. Erfasst wurde es nur, weil die Quelle zufällig genau in der Richtung lag, in der Virgo seine maximale Empfindlichkeit hat. Doch selbst mit dieser optimalen Geometrie hob sich das Signal kaum vom Hintergrundrauschen ab, so dass man das allein nie veröffentlicht hätte. Aber zusammen mit den beiden LIGO-Detektoren passiert etwas Bemerkenswertes: Denn in diesen Detektoren war das Signal derart signifikant, dass es deutlich nachgewiesen wurde. Und dann reicht die Hinzunahme eines dritten Detektors – selbst mit einem schlechten Signal-Rausch-Verhältnis – aus, um die Winkelauflösung dramatisch zu verbessern. Das war das Bemerkenswerte an dieser Dreifach-Koinzidenz.

Bessere Winkelauflösung heißt aber noch nicht, dass sich die Quelle genau identifizieren ließe. Was ist dazu noch nötig?

Wenn wir die Position gut genug eingrenzen können, bietet sich uns die Chance, im Optischen und in anderen Wellenlängenbereichen nach der Quelle zu suchen. Ist das in Frage kommende Feld noch 600 oder 1000 Quadratgrad groß, dann ist das für einen optischen Astronomen immer noch fast der gesamte Himmel. Und die Durchmusterungsteleskope, die ein weites Feld absuchen können, sind für unsere Zwecke nicht wirklich gut. Uns muss es gelingen, den Ort der Quelle von Gravitationswellen auf zehn Quadratgrad oder besser einzugrenzen. Das wäre zwar immer noch rund 50-mal so groß wie die Fläche des Vollmonds am Himmel, doch dann können die optischen Astronomen mit ihren wirklich guten Großteleskopen das Areal absuchen. Und das klappt mit der Dreifach-Koinzidenz.

Drei Tage nach dem Ereignis GW170814 registrierten die Detektoren Gravitationswellen von verschmelzenden Neutronensternen. Gelang auch da eine Dreifach-Koinzidenz?

Eindeutig nachgewiesen wurde das neue Ereignis GW170817 von den LIGO-Detektoren. Virgo war indirekt beteiligt, nämlich dadurch, dass dieser Detektor nichts gesehen hat. Aber auch daraus lässt sich die Richtung rekonstruieren, aus der ein Signal kam.

Wie geht das?

Ein Laserinterferometer wie Virgo ist gewissermaßen ein Mikrofon, das in alle Raumrichtungen lauscht. Es gibt jedoch eine scharf definierte Zone, in der die Detektorempfindlichkeit tatsächlich null ist – nämlich die Winkelhalbierende zwischen den Detektorarmen, die einen Winkel von 90 Grad aufspannen. Trifft eine Gravitationswelle den Detektor genau aus Richtung der Winkelhalbierenden, heben sich die Längenänderungen der Detektorarme genau auf. Und exakt aus der Richtung, in der Virgo taub ist, kam das Signal von GW170817. In diesem Fall hat also das Nichtdetektieren eines Signals dabei geholfen, die Richtung, aus der die Gravitationswelle kam, genauer einzugrenzen. Und zwar so genau, dass die Astronomen wenige Stunden später die Quelle im Optischen finden konnten. An dieser Stelle am Himmel steht die Galaxie NGC 4993, und die Entfernung dieser Galaxie, nämlich 130 Millionen Lichtjahre, passt wiederum exakt zu der Entfernung, die wir aus dem Gravitationswellensignal rekonstruiert haben. Damit ist der Befund praktisch über alle Zweifel erhaben: Das ist es!

Wenn nun die Gravitationswellendetektoren ein Ereignis messen: Wie teilen Sie den Astronomen, die im elektromagnetischen Bereich nach einem Pendant der Quelle suchen sollen, mit, wo sie suchen sollen? Gibt es dafür eine schon etablierte Alarmierungskette?

Ja, da gibt es eine etablierte Prozedur, die immer dann greift, wenn zwei Detektoren innerhalb einer gewissen Zeitspanne das gleiche Signal messen. Wir verfolgen das aber stets von Hand nach. Besonders im Fall von GW170817 mussten wir das auch tun, denn das Signal des LIGO-Detektors in Livingston war sozusagen verdreckt. Gelegentlich gibt es eine Art Knacken im Detektor, und in diesem Fall lag dieser Glitch, wie wir das nennen, eine Sekunde vor dem Gravitationswellensignal. Deshalb hat der automatische Mechanismus zunächst keine Koinzidenz zwischen den beiden LIGO-Detektoren gemeldet. Aber das Signal, das der LIGO-Detektor in Hanford gemessen hat, war für sich allein derart signifikant, dass der Computer es als mögliches Gravitationswellensignal herausgestellt hat. Als dann 1,7 Sekunden nach dem Hanford-Signal ein Gammastrahlenausbruch registriert wurde, hat der automatische Mechanismus wiederum eine Koinzidenz zwischen diesen Beobachtungen festgestellt. Das gab den Anstoß für die händische Auswertung der Messungen. Innerhalb weniger Stunden hatten wir die Daten so weit gereinigt und ausgewertet, dass die Astronomen mit ihren Nachbeobachtungen beginnen konnten. Die hatten zwar schon zuvor die Einzelwarnung erhalten, aber danach richtet kein Astronom sein Teleskop neu aus – die warten, bis wir sagen: "Jetzt haben wir ein Signal!"

Rund 70 Observatorien und Weltraumteleskope waren an den Nachbeobachtungen beteiligt. Haben die in allen Wellenlängenbereichen etwas gesehen?

In allen! Der Gamma Ray Burst war der erste. Dann kam ein Blitz im Ultravioletten, der aber schnell wieder ausgeblichen ist. Danach verschob sich das Signal immer weiter zu größeren Wellenlängen – über das Infrarote bis zum Radiobereich. Das Signal wurde im Lauf der Zeit also immer roter. Die Radioastronomen hatten erstmals nach 16 Tagen etwas gesehen. Das wird aber noch aufbereitet und separat veröffentlicht.

Welchen physikalischen Grund hat diese Verschiebung vom kurzwelligen, also hochenergetischen Bereich hin zu langen Wellenlängen geringerer Energie?

Wir haben zwei unterschiedliche Prozesse. Wenn die beiden Neutronensterne verschmelzen, dann entsteht ein sehr heißes und dichtes Objekt. Das ist der eigentliche Kollaps, der die Gravitationswellen und den Gammastrahlenblitz hervorruft. In der Folge setzt eine Kette von radioaktiven Zerfällen ein. Denn durch den Kollaps sind unzählige schwere Atomkerne mit einem großen Neutronenüberschuss entstanden, die instabil sind. Durch sukzessiven Zerfall wandeln sie sich nach und nach in leichtere Kerne um, bis irgendwann ein stabiler Zustand erreicht ist. Das ist die Energiequelle des Objekts für die folgenden Tage, Wochen und Jahre.

Das heißt, verschmelzende Neutronensterne spielen eine bedeutende Rolle für die Erzeugung schwerer Elemente?

Das hatte man bisher vermutet, aber so wunderschön gesehen hatte man das noch nicht. Das liegt auch daran, dass das der nächste Gammastrahlenblitz war, den man bisher beobachtet hat. Wir hatten noch nie einen, der so nah an unserer Galaxie war wie dieser. Das kam auch für uns überraschend – wir hatten vielleicht in einem Jahr damit gerechnet, aber noch nicht jetzt.

Ein bisschen Glück gehört auch in der Wissenschaft dazu… 

Ja, nach 50 Jahren experimenteller Anstrengung darf es auch mal ein bisschen Glück sein!

Im Zusammenhang mit der beobachteten Verschmelzung der Neutronensterne taucht der Name "Kilonova" auf. Ist das die Bezeichnung für den beobachteten Prozess?

Es gibt verschiedene Möglichkeiten für das, was hinterher passiert. Es ist auch jetzt noch nicht ganz klar. Was passieren könnte, wäre erstens: Die zwei Neutronensterne verschmelzen direkt zu einem Schwarzen Loch. Zweitens: Es entsteht zunächst ein Neutronenstern mit großer Masse, der innerhalb einer Sekunde in sich zusammenfällt. Dann könnte ein Neutronenstern mit noch größerer Masse entstehen, der eigentlich instabil ist, aber auf Grund einer hohen Rotation am Kollaps gehindert wird. Als vierte Möglichkeit könnte schließlich so viel Materie abgeblasen werden, dass am Ende ein einziger stabiler Neutronenstern übrig bleibt. Welches dieser Szenarien bei dem Ereignis GW170817 tatsächlich geschehen ist, wird noch analysiert.

Handelt es sich um die erstmalige Beobachtung einer Neutronenstern-Verschmelzung?

Der wesentliche Unterschied zu bisher beobachteten Kandidaten einer solchen Verschmelzung: Wir wissen jetzt, dass es zwei Neutronensterne waren. Vorher war das alles nur Hypothese. Solange man nicht weiß, was der tatsächliche Ablauf bei einem beobachteten Ereignis ist, kann man beliebig viele Modelle erstellen und stochert doch immer im Dunkeln herum. Jetzt wissen wir zum ersten Mal genau, dass zwei Neutronensterne verschmolzen sind, und die Beobachtungen zeigen ja zum Beispiel auch Spektrallinien von schweren Atomkernen.

Vermutlich werden die Erkenntnisse aus diesen Beobachtungen vielfältige Rückwirkungen auf die unterschiedlichsten Gebiete der Astrophysik haben – angefangen von der Nukleosynthese, also dem Aufbau der Elemente im Universum, bis hin zu der Frage, ob man als Kandidaten für die rätselhafte Dunkle Materie nicht doch eher astronomische Objekte heranziehen muss an Stelle von unbekannten Elementarteilchen. Lässt sich das gegenwärtig schon genauer einordnen?

Ja, bisher war es so, dass sich ungefähr die Hälfte der schweren Elemente durch Supernova-Explosionen erklären ließ. Nun müssen wir sehen, ob es so viele Neutronensterne im Universum gibt, dass man mit ihnen die andere Hälfte erklären kann.

Was die Frage nach der Dunklen Materie betrifft: Dafür brauchen wir die Neutronensterne gar nicht, da reichen schon die Schwarzen Löcher. Die sind nämlich offenbar so zahl- und massereich, dass sie die gesamte Dunkle Materie erklären können, die wir in unseren Modellen vom Universum brauchen. Um das endgültig zu bestätigen, muss unsere Statistik aber noch besser werden. Das heißt, wir brauchen einige Dutzend gemessene Ereignisse. Im Moment können wir die Verschmelzungsrate von Schwarzen Löchern nur einengen auf Fehlerbalken irgendwo zwischen 10 und 200 pro Jahr und pro Kubikgigaparsec. Eine Zahl am oberen Ende dieses Bereichs würde ausreichen, um die gesamte Dunkle Materie damit zu erklären. Noch reicht die Statistik aber nicht.

Zudem müssen wir die anderen Beobachtungen neu analysieren, wegen denen man bisher gedacht hat, Schwarze Löcher als Kandidaten für Dunkle Materie ausschließen zu können. Das sind insbesondere Mikrolensing-Ereignisse und das Zerreißen von weiten Doppelsternsystemen. Es stellt sich aber heraus, dass in einem Massenbereich von 20 bis 100 Sonnenmassen dieser Ausschluss nicht stringent greift – und das ist genau der Massenbereich, in dem wir nun laufend die Verschmelzung von Schwarzen Löchern beobachten.

Als vor zwei Jahren die erste derartige Verschmelzung beobachtet wurde, war es ja etwas überraschend, dass die Massen der beteiligten Schwarzen Löcher im Bereich von ungefähr 10 bis 40 Sonnenmassen liegen. Gibt es inzwischen eine Vermutung, wie Schwarze Löcher mit einer solchen Masse entstanden sein könnten? Eher als Endprodukt von Sternen oder eher primordial, also bereits kurz nach dem Urknall?

Das ist noch nicht entschieden. Praktisch jede Woche erscheint eine neue wissenschaftliche Arbeit, in der gesagt wird, dass das, was die anderen behaupten, nicht stimmen könne. Es gibt mehrere Modelle. Zum einen: In unserem heutigen Universum können solche Schwarzen Löcher nicht stellaren Ursprungs sein. Denn unser Weltraum ist ja kontaminiert mit Elementen, die schwerer sind als Wasserstoff und Helium. Und wenn ein Stern, dessen Masse groß genug wäre, um ein Schwarzes Loch dieser Größenklasse zu erzeugen, einen solch hohen Anteil an schweren Elementen hat, dann kann er gar nicht zu einem Schwarzen Loch kollabieren, sondern er würde vorher explodieren und seine Materie in den interstellaren Raum hinausschleudern. Was übrig bleibt als Schwarzes Loch, kann nicht schwerer als 15 Sonnenmassen sein. Und das passt auch: Alles, was man vorher mit Röntgenstrahlung indirekt für Schwarze Löcher gehalten hat, ist leichter als 15 Sonnenmassen.

Ein schwereres Schwarzes Loch kann nur entstehen, wenn die Materie des massereichen Vorläufersterns lediglich aus Wasserstoff und Helium besteht – das sind also Sterne der ersten Generation im Universum oder die Population-III-Sterne, wie man sie auch nennt. Ein solcher Stern kann einfach kollabieren und ein Schwarzes Loch im Bereich von 20 bis 40 Sonnenmassen erzeugen. Man könnte sich zwar vorstellen, dass irgendwo in unserem Universum noch Materiewolken in der ursprünglichen Zusammensetzung übrig geblieben sind, in denen solche Sterne entstehen könnten, aber das ist sehr weit hergeholt.

Eine zweite Möglichkeit ist, dass diese Schwarzen Löcher gar nicht durch einen Kollaps entstanden sind, sondern durch hierarchische Verschmelzungsereignisse – aus anfangs kleinen Schwarzen Löchern entstanden also durch sukzessive Verschmelzungsprozesse immer schwerere. Dazu braucht man aber sehr, sehr viele von denen. Denn die müssen eine genügend hohe Wahrscheinlichkeit haben, sich zu begegnen – sonst verschmelzen sie nicht. Oder man muss fordern, dass es irgendwo Gebiete mit einer besonders hohen Konzentration an kleinen Schwarzen Löchern gibt, damit solche hierarchischen Verschmelzungsprozesse möglich sind.

Oder – und das ist das Faszinierendste – die Schwarzen Löcher sind tatsächlich primordialen Ursprungs und durch Quantenfluktuationen entstanden. Dann muss es aber so viele davon geben, dass es mit der Dunklen Materie passen würde. Das sind die prinzipiellen Möglichkeiten. Aber unsere Statistik ist noch nicht gut genug, um sich für das eine oder andere zu entscheiden.

Was schätzen Sie: Wie lange wird es dauern, bis die Statistik gut genug ist?

Auf Grund von Umbaumaßnahmen stehen die Detektoren jetzt still. Vielleicht können wir im Herbst 2018 erneut Daten aufnehmen. Die Frage wird dann sein, um wie viel empfindlicher die Detektoren dann geworden sind. Die meisten von uns rechnen damit, dass wir einen Faktor zwei in der Empfindlichkeit gewinnen werden. Das würde einen Faktor acht in der Ereignisrate bedeuten, die wir dann messen. Im Moment sehen wir etwa ein Schwarzes Loch pro Monat. Eine Steigerung um den Faktor acht würde dann bedeuten, dass wir zwei Schwarze Löcher pro Woche sehen werden. Nach einem Jahr Messbetrieb hätten wir 100 Ereignisse, und mit denen ließe sich dann schon vernünftig Statistik betreiben.

Das sind fantastische Aussichten! Mit welchen Erwartungen sehen Sie den nächsten Monaten entgegen?

Ich empfinde einfach nur reine Freude. Wir sind glücklich, dass es jetzt so flutscht! Aber jetzt wird es etwas ruhiger werden, denn wir nehmen ja vorerst keine neuen Daten auf. Und es ist fast alles ausgewertet. Bis Ende des Jahres folgen noch Publikationen zu zwei, drei Ereignissen, aber dann ist erst mal Ruhe.

Es sind also noch spannende Papers zu erwarten?

Ja. Vor allem kommen jetzt noch wichtige Schlussfolgerungen. Zum Beispiel: Was bedeutet das für den stochastischen Hintergrund an Gravitationswellen? Was kann man kosmologisch daraus ableiten? Dann kommen noch die optischen Nachbeobachtungen. Die Neutronenstern-Verschmelzung hatten sich 60 Observatorien angeschaut – in allen Wellenlängenbereichen. Diese Veröffentlichungen kommen in den nächsten Wochen und Monaten auf den Markt.

Wir sind gespannt! Herr Danzmann, wir bedanken uns für das Gespräch und wünschen Ihnen weiterhin viel Erfolg!

Lesen Sie dazu bitte auch unseren Artikel über die am Montag veröffentlichten Ergebnisse der erfassten Gravitationswellen.