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Einstein@Home/First Report on the S3 Analysis

Aus SETI.Germany Wiki

First Report on the S3 Analysis

Einstein@Home-Teilnehmer, wir danken euch!

Die wissenschaftliche Arbeit, über die in diesem Dokument berichtet wird, wäre nicht möglich gewesen, ohne die großzügigen Bemühungen und Beiträge von Zehntausenden Einstein@Home-Teilnehmern. Wir sind sehr dankbar für ihre Hilfe, und hoffen, dass Sie sich weiterhin an Einstein@Home während der kommenden Jahre beteiligen, da die LIGO- und GEO-Instrumente ihre Sensibilität verfeinern. Dieses Dokument sieht eine detaillierte Erläuterung und Fortschrittsbericht über die Analyse vor, die wir auf unseren Computern betreiben. Wir hoffen, dass Sie es interessant finden. Die Resultate, gezeigt auf dieser Web-Seite, unterzogen sich internen Bestätigungen und Nachprüfungen innerhalb der LIGO wissenschaftlichen Zusammenarbeit. Wie auch immer, es ist Standartpraxis für Wissenschaftler ihre Arbeit für externe Nachprüfungen zu übermitteln. Also, im Zusatz zu diesem web-basierten Fortschrittsberichten, letzte Resultate von Einstein@Home, basiert auf Zukunft LIGO- und GEO-Zukunft läuft, wird eingereicht bei bezeichneten Journalien für Veröffentlichungen.

Diese Veröffentlichungen, welche in offiziellen veröffentlichten Literatur erscheinen wird, wird auch die Assistenz der Einstein@Home-Teilnehmer anerkennen. Der letzte Abschnitt dieses Dokuments ist die LIGO S3 Autoren-Liste. Dies gibt die Namen und institutionellen Zugehörigkeiten der Wissenschaftler und Ingenieure wieder, die schufen, bauten und die LIGO- und GEO-Instrumente und Datenanalysesysteme bedienen.

Eine Kurzübersicht über LIGO, GEO und Einstein@Home

Die Geschichte von Einstein@Home konzentriert sich auf die Suche nach Gravitationswellen von ultradichten, rasch-drehenden Sternen, welche wir als Pulsare bezeichnen werden. Pulsare werden geformt, wenn normale Sterne unter ihrer eigenen Gravitation einstürzen. Sie beinhalten die Sonnenmasse in einer Sphäre nur 10 Km im Radius, dessen Bezirk kleiner ist als eine durchschnittliche Stadt, entsprechend mehr als zehn Trillionen mal die Dichte von Blei. Sie drehen sich in Frequenzen von Hunderte mal pro Sekunde, bis zu 38500 RPM, oder mehrere male so schnell wie ein abgasturboaufgeladen Rennautomotor. In Anlehnung an Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie, ein Pulsar, der nicht perfekt rund ist, agiert als ein Gravitationswellengenerator, kleine Wellen aufwühlend in der Struktur der Raumzeit. Diese kleinen Wellen, bezeichnet als Gravitationswellen, bewegen sich vom Stern in alle Richtungen in Lichtgeschwindigkeit weg, und erreichen eventuell die Erde. Eine handvoll internationaler Projekte versuchen ihren Durchgang zu erfassen.

Abbildung 2.1: Ein Rendering eines Künstlers der kleinen Raumzeitwellen, genannt Gravitationswellen. Diese Wellen bewegen sich nach außen in alle Richtungen in Lichtgeschwindigkeit. Credit JPL

Zwei von diesen Projekten, eines in den Vereinigten Staten (LIGO), und eine britische und deutsche Zusammenarbeit (GEO600), betreiben mehrere Detektoren unter der Schirmherrschaft der LIGO wissenschaftlichen Zusammenarbeit (LSC). Die Detektoren sind so geschaffen, um Gravitationswellen von einen der vier prinzipiellen Quelltypen zu erfassen: das ungewundene von binären schwarzen Löchern oder Neutronen Sternen, Supernova Explosionen, ein (stochastischer) Gesamthintergrund, und Pulsare. Einstein@Home wurde geschaffen um nach den letzten Typ Quelle zu suchen: Pulsare. Natürlich, diese Projekte und Einstein@Home könnten auch etwas neues und unerwartetes entdecken!

LIGO und GEO600 benutzen Detektoren, bekannt als Interferometer, die als gewaltige Inspektionsvorrichtungen agieren. Mehr als Markierungsdistanzen entlang der Erdoberfläche, als es konventionelle Vermessungswerkzeuge tun, markieren die Interferometer Raum und Zeit unter Verwendung von Laserlicht, welches entlang seiner Kilometer-Skala lotrechten Armen reist. In den Instrumenten spaltet ein halbdurchsichtiger Spiegel einen Laserstrahl in Hälften. Jede Hälfte besucht weiter einen Arm des Interferometers.

Ein Störungsmuster, welches eine Serie von hellen und dunklen Bändern, genannt „Fransen“, formen sich an der Anschlussstelle der Arme, wo die Strahlen rekombinieren und ihrer Reflektion vom den Spiegeln an den Enden der Pfade folgen. Gravitationswellen werden abwechselnd den Raum dehnen und schrumpfen entlang der Arme bei winzigen Werten, tragen die hängenden Spiegel entlang für die Reise, und bewirken die hin- und zurück Lichtreisezeit entlang der Arme die an der Frequenz der Wellen pendelt. Dies wird entsprechend winzige Schwingungen in der Position der Fransen einprägen, das kann gemessen werden als kleine Veränderungen in der Helligkeit des Lichtes an der fixierten Stelle, innerhalb des Interferenzmusters. (Sehen Sie die Abbildung unten.)

Abbildung 2.2: Laserlicht in einem Interferometer spaltet verschiedene Pfade entland der Arme. Die reflektierten Strahlen rekombinieren sich am Strahlenspalter, um das Interferenzmuster zu bilden, welches auf dem Schirm gezeigt wird. Der Durchgang einer Gravitationswelle würde periodische Veränderungen in diesem Interferenzmuster verursachen.

Zwischen 2002 und 2005, während Unterbrechungen der Instrumenteninbetriebnahme, mehrere Anläufe Daten aufzunehmen, genannt Wissenschaftliche Anläufe, waren abgeschlossen. Zum momentanen Zeitpunkt (September 2005) sind die LIGO-Instrumente die sensibelsten Gravitationswellendetektoren auf dem Planeten, so konzentriert sich Einstein@Home auf die Analysierung ihrer Daten. Inbetriebnahme wird 2005 und 2006 enden, und eine lange Beobachtung wird beginnen. Wie auch immer, die Anzahl an Quellen und ihren Distanzen zu uns sind unsicher, und in ihren ersten paar Jahren in Operation ist es durchaus möglich dass die LIGO und GEO-Instrumente vielleicht überhaupt nichts finden. Aber das wird nicht das Ende der Geschichte sein! Forschung und Entwicklungsarbeit sind laufend dabei die Instrumente aufzurüsten, frühestens in der nächsten Dekade. Nach der Aufrüstung werden die Instrumente ausreichend sensibel sein, das Fehler Gravitationswellen von einigen dieser Quellen zu entdecken so unwahrscheinlich sind, dass es Einsteins´s Vorhersage der Existenz von Gravitationswellen herausfordern wird!

Einstein@Home-Teilnehmer weltweit lassen Computerprgramme laufen, die schwache gravitationelle Signale aufzeichnen aus dem Hintergrundgeräusch der sich ebenfalls auf dem Interferenzfransen einprägt. Einige der Hintergrundgeräusche ist verursacht durch Vibrationen von Atomen in den Spiegeln und wird beeinträchtigt durch die Quantennatur des Lichts. Die elektronische Messung des Lichts an der normalen Stelle von einer Franse kann auch durch einen Sprecher gespielt werden; zufällige Geräusche produzieren ein ausdrucksloses „grollen und zischen,“ von welchen die Wellen der Raum-Zeit extrahiert werden müssen. Diese Datei (.au Format 126 kB) spielt ein Beispiel von Daten des LIGO-Detektors. Eine ähnliche Klang-Datei für die GEO600 Detektoren ist ebenfalls von hier abrufbar. (mp3 Format 187 KB). Einstein@Home vergleicht die vorhergesagten Gravitationswellenmuster, die von einem Pulsar produziert werden müsste, zu zehn Stunden langen Segmenten an Interferometerdaten. Episoden von starker Übereinstimmung zwischen dem vorhergesagten Muster und den Daten repräsentieren Gravitationswellenkandidaten, welche dann weiterer Überprüfung entgegensehen. Die Rechenanforderungen, um Pulsarkandidaten zu identifizieren sind enorm, bedürfen Milliarden an Kalkulationen die verrichtet werden muss für eine große Anzahl an eindeutigen Himmelspositionen. Die Kapazität diese Suche durchzuführen an Monaten von Daten welche die beachtlichen Rechenressourcen des LSC weit überflügeln. Einstein@Home funktioniert wie ein massiver weltweiter Supercomputer der diese Kapazität bereitstellt. Im späten Sommer 2005 beenden die Einstein@Home Teilnehmer die Analyse der Daten des S3 Wissenschaft Laufs, welcher Ende 2003 startete und endete Anfang 2004. Sie fangen nun an zu arbeiten mit den sensibleren (geräuschärmeren!) Daten von dem 2005 S4 Wissenschaft Lauf.

LIGO und GEO schätzen in höchstem Maße die Hilfe der Zehntausenden Eintein@Home-Teilnehmer, die nun die Software laufen lassen. Unsere Hoffnung ist das Programm über die nächsten Jahre zu einer viel größeren Gemeinschaft expandieren zu lassen. Um über diese Kurzübersicht hinauszugehen, lesen Sie bitte den Rest der Seiten die hier bereitgestellt wurden. Diese stellen eine detailliertere Beschreibung von Einstein@Home bereit, das Pulsaranalyseprogramm, und einiges von dem was wir bis jetzt gelernt haben. Und bitte benutzen Sie weiterhin Einstein@Home!

Was ist der Zweck von Einstein@Home?

Einstein@Home ist eine Methode um nach Gravitationswellen zu suchen von sehr dichten, rasch-drehenden Sternen, solchen wie Neutronen oder Quarksternen. Die Frequenz der Wellen ist typischerweise das Doppelte der Sternumdrehungsfrequenz, obschon andere Frequenzen auch möglich sind. Also, wenn der Stern sich um seine Achse 100 mal pro Sekunde dreht, können wir Gravitationswellen erwarten, emittiert hauptsächlich bei einer Frequenz von 200 Zyklen pro Sekunde (Hz). Wie in der Übersicht angedeutet, und aus Gründen weiter Erklärt im nächsten Kapitel, wir werden über Einstein@Home´s Zielquellen wie Gravitationswellen Pulsare berichten, oder nur Pulsare für kurz, aber die möglichen Quellen die es entdecken könnte sind sehr verschieden. Beispiele an möglichen Quellen sind in der Abbildung unten angezeigt. Natürlich, Einstein@Home könnte auch etwas vollkommen unerwartetes entdecken!

Abbildung 3.1: Mögliche Quellen von Gravitationswellen die gefunden werden könnten nutzt Einstein@Home. Für die Wellen die auffindbar sind in den Sternen in der Abbildung oben müssen entweder Neutronen oder Quarksterne sein, oder etwas neues das außerhalb momentaner Theorien geht. Credits: Berg auf einem Stern, Bild von Jolien Creighton; Taummelnder Stern, Bild von M. Kramer; Akkretionsstern, Bild von Dana Berry/NASA; Pendelnder Stern, Bild einer Simulation von Chad Hanna und Benjamin Owen.

Was sind Pulsare, Neutronensterne und Quarksterne?

Pulsare wurden erstmals 1967 von Anthony Hewish und Jocelyn Bell entdeckt, unter Verwendung des Radioteleskops hier gezeigt:

Abbildung 4.1: Das Cambridge interplanetarische Szintillationsteleskop (“der 4-Ackerbereich“). Das Teleskop wurde gestaltet und konstruiert von Hewish und Bell, um die abgewinkelten Größen von fernen Radioquellen zu messen, basierend darauf wie viel sie blinken, wenn sie durch die Solarwinde strahlen. Pulsare wurden glücklicherweise während dieser Arbeit entdeckt. (Photogefälligkeit Graham Woan)

Pulsare sind sehr kleine, sehr dichte, raschdrehende Sterne die sich formen, wenn der Druck im Kern eines großen massiven Sterns nicht länger der Gravitation wiederstehen kann und kollabiert. In dem Prozess sind die äußeren Abschnitte des Sterns auseinandergerissen in eine Supernovaexplosion. Die Überreste einer Supernova die in 1054 AD aufgetreten sind, genannt der Crab Nebula, werden in diesem Photo gezeigt. Nach der anfänglichen Entdeckung von Pulsaren wurde ein Pulsar ebenfalls im Crab Nebula gefunden und nach ihm benannt.

Abbildung 4.2: Crab Nebula und Pulsar: N.A.Sharp/NOAO/AURA/NSF. Die eingelassenen Sequenzen von Bildern zeigen die Helligkeit der Pulsare die von Millisekunde zu Millisekunde variiert als es eine volle Rotation alle 33,367 Millisekunden vollendet.

Pulsare haben Massen vergleichbar mit unserer Sonne, aber Radien von nur rund 10 Km (Die Größe einer Stadt). Dies entspricht einer Materiedichte von einer Milliarde Tonnen pro Teelöffel.

Solche ultradichten Sterne werden Neutronensterne genannt, weil bei so einer hohen Dichte (vergleichbar zu dem eines atomaren Kern) Materie meistens aus Neutronen besteht.

Die Kerne von Neutronensterne sind selbst dichter als ein atomarer Kern, und könnte auch Hyperons beinhalten, welche wie Neutronen und Protonen sind, aber schwerer. Selbst bei höherer Dichte löst sich Materie in eine Mixtur aus „Oben“, „Unten“, und „fremde“ Quarks, welche die Beimengungen von Neutronen, Protonen, und Hyperons sind. Wenn die Dichte hoch genug ist nahe der Mitte, könnten eine dieser Sterne sogar Quarkkerne haben (und regelrecht Hybridsterne genannt werden.)

Dort könnten ebenfalls Sterne seine die völlig aus fremden Quarks gemacht sind, allerdings wissen wir nicht genug über die Eigenschaften von Quarks, um darüber sicher zu sein. Meistens werden wir den Begriff „Neutronenstern“ benutzen, um präzise zu sein, aber behalten stets im Hinterkopf, dass diese viel exotischeren Objekte ebenfalls möglich sind.

Der Grund warum einige Neutronensterne als Pulsare vermerkt werden ist, dass diese Sterne starke Magnetfelder haben und elektromagnetische Strahlung von ihren magnetischen Polen emittieren. Die Strahlungen fegen durch den Raum während der Stern rotiert und formieren einen kosmischen Leuchtturm. Stellen Sie sich vor, der Strahl eines Leuchtturms fegt über sie mit jeder Rotation des Leuchtturmsuchlichts. Sie würden einen Puls des Lichtes mit jeder Rotation sehen. Gleichermaßen, wenn der Strahl einer elektromagnetischen Strahlung eines Neutronensterns über die Erde fegt, beobachten wir einen Radiopuls mit jedem mal dem sich der Stern rotiert. Folglich werden Objekte beobachtet auf diese Art Pulsare genannt. Bemerken Sie das ab und zu die Radiopulse zerstreut und versprengt sind durch interstellaren Gas und Staub, somit können sie unvorhersehbar erscheinen und verschwinden.

Siehe Sektion 3.2.1 von [24] für Details.

Seit der anfänglichen Entdeckung durch Hewish und Bell wurden mehrere Tausende Pulsare elektromagnetisch entdeckt durch unterirdische Radioteleskope. Diese bekannten Pulsare haben Umdrehungsraten von einigen paar Sekunden zu Hundert mal pro Sekunde. Die schnellste beobachtete Umdrehungsrate ist 642 mal pro Sekunde! Es wird geglaubt das unsere Galaxie Hunderdtausende oder schneller umdrehende Neutronensterne beinhaltet, die meisten von ihnen sind bis jetzt unentdeckt. Das liegt daran, weil die Pulsarstrahlen entweder die Erde verpassen, die Radiopulse wurden verschmiert durch kosmische Wolken oder Staub, oder der sich drehende Neutronenstern hat ein nicht genug starkes magnetisches Feld, um einen Strahl zu produzieren.

Einstein@Home ist eine der mächtigsten Techniken abrufbar, um nach Gravitationswellen zu suchen von zuvor unentdeckten dichten, drehenden Sternen. Weil Gravitationswellen sind nicht erstrahlt (sie sind emittiert in alle Richtungen, jedoch nicht einheitlich) und würde nicht in Impulsen ankommen, und weil sie könnten nicht assoziiert werden mit irgendeinem entdeckbaren Radioimpuls, einer könnte sich neue Namen für solche Quellen ausdenken. Zum Beispiel, einer könnte sie „Gravitationswellenpulsare,“ nennen „GWENs“ (für Gravitationalwave Emitting Neutron Stars), oder „Gravitare.“ Aber um die Dinge so einfach wie möglich zu halten werden wir in diesem Dokument den Begriff „Pulsare“ für solche Quellen verwenden.

Die Entdeckung von Gravitationswellen von Pulsaren würde einen neuen Weg bereitstellen, um Neutronensterne zu entdecken und zu lokalisieren, und könnte vielleicht besondere Einsichten in die Natur der Materie von hoher Dichte bereitstellen.

Bitte sehen Sie die Hinweise für mehr Informationen über Pulsare, Neutronensterne und Quarksterne.

Welche Form wird ein Gravitationswellenpulsarsignal auf einem unterirdischen Detektor einnehmen?

Wenn ein Gravitationswellendetektor im freien Raum schweben würde, fern von irgend einem massiven Körper wie der Sonne, Jupiter, oder der Erde, die Gravitationswellenpulsarentdeckung wäre sehr einfach. Wie auf dem Detektor gesehen, das Gravitationswellesignal von solch einer Quelle wäre ein sinusförmiger „reiner Ton“ mit einer fixierten Frequenz. Das Signal könnte durch eine einfache Methode entdeckt werden, bekannt als die Fourier-Transformation. Da gibt es eine gut bekannte effiziente Computeranwendung von dieser Methode, bekannt als die „schnelle Fourier-Transformation“, welche die Suche nach einem Pulsarsignal ein einfaches, lösbares Problem mit selbst einer kleinen Computergruppe werden lässt.

Wie auch immer, eine große Menge an Komplikationen ist eingeführt worden, weil unsere Gravitationswellendetektoren (LIGO und GEO) erdbasiert sind. Die Erdbewegung sowie ihre Drehung um ihre Achse und der Orbit der Sonne ändern die Gravitationswellen wie sie gemessen werden vom Detektor. Um es auf eine andere Art auszudrücken, die relative Bewegung des Sterns und Detektors „modulieren die Wellenform.“ Diese Modulation ist sehr ähnlich zu der Art und Weise wie ein FM Radiotransmitter Informationen kodiert auf ein Radio-Frequenz Trägersignal.

Einige Diagramme helfen dies zu erklären. Nachstehend als Abbildung 5.1 gezeigt ist die Gravitationswellenfrequenz eines fiktionalen Pulsares dessen spezifische Drehfrequenz 100 Zyklen pro Sekunde beträgt (100 Hz). Die Frequenz der Gravitationswelle aufgenommen von einem hypothetischen „raumbasierten“ Detektor fern von unserem Sonnensystem ist 200 Hz wie in der Abbildung dargestellt. Selbst über einem Abstand von einem Jahr ändert sich diese Frequenz nicht: Es bleiben exakt 200 Hz.

Abbildung 5.1: Die Gravitationswellenfrequenz aufgenommen von einem hypothetischen “raumbasierten” Detektor fern von unserem Sonnensystem oder irgend einer anderen Masse ist 200 Hz. [Anfang] Jährliche (keine) Modulation der (Gravitationswelle) Signalfrequenz. [Ende] Tägliche (keine) Modulation der Signalfrequenz für die ersten zwei Tage des Jahres.

In Abbildung 5.2 ist eine andere Kurve, welche die Frequenz des selben Pulsaren darstellt, wie gesehen vom erdbasierten Detektor. Bemerken Sie, da gibt es eine langsame Frequenztendenz mit einer Periode von 12 Monaten, verursacht durch die Erdbewegung um die Sonne. Überlagert auf diesem ist eine schnellere Frequenzumschaltung, bewegen sich hoch und runter alle 24 Stunden während die Erde sich um seine Achse dreht. Diese schnellere Frequenztendenz (eine pro Tag), gezeigt im zweiten Diagramm ist gerade noch sichtbar auf dem ersten Diagramm, weil seine Schwingungsweite sehr klein ist.

Abbildung 5.2: Die Frequenz aufgenommen von einem Detektor auf der Erde. [Anfang] Jährliche Modulation der Signalfrequenz über ein Jahr. Die Gesamtmodulation ist infolge der erdorbitalen Bewegung. Die Modulation infolge der Erdrotation ist gerade noch sichtbar. [Ende] Tägliche Modulation der Signalfrequenz für die ersten zwei Tage des Jahres. Die Modulation infolge der Erdrotation ist nun deutlich sichtbar.

Diese Frequenztendenzen sind Folge des Doppler Effekts. Dies ist der gleiche Effekt, welche einen Zug pfeifen lässt, wenn er erscheint und sich in ein Stampfen verändert, sobald der Zug vorbeizieht von einem fixierten Zuschauer.

Sobald die Erdbewegung den Detektor in Richtung Pulsar bewegt, tendiert die Frequenz des Signals am Detektor zu einem größeren Wert (Dieser Effekt ist auch bekannt als „Blauverschiebung“ der Frequenz.) Später, wenn die Erdbewegung den Detektor vom Pulsaren wegbewegt, tendiert die Frequenz zu niedrigeren Werten („Rotverschiebung“ der Frequenz.)

Diese Frequenzunterschiede sind klein aber wichtig. Die Magnitude der Frequenzverschiebung ... weg von der nominellen Frequenz ist ......... wo die Detektorgeschwindigkeit ... ist entlang der Richtung zur Quelle und c ist die Geschwindigkeit des Lichts (c 300 000 Km/Sek.) Die Geschwindigkeit der LIGO und GEO Detektoren infolge der Erdrotationsbewegung liebt bei ...... und der Teil infolge der Bewegung um die Sonne liegt bei .......

Deshalb ist die Frequenzmodulation eingeführt durch das Erdorbital bestenfalls ein Teil in Zehntausenden. Dies wiederum ist soviel wie einhundert mal größer als die Frequenzmodulation eingeführt durch die Erdrotationsbewegung.

Seit die Detektorgeschwindigkeit entlang der Richtung einer Quelle zeigt unterschiedlich ist für verschiedene Quellenpositionen, hängt das Muster der Frequenzmodulation das beobachtet würde in der Detektorausgabe von der exakten Lokalisation der Quelle am Himmel ab.

Nach Pulsaren such ist ein anspruchsvolles Rechenproblem, weil jeder Himmelslokalisation verschiedene Muster hat und wir haben in den Daten nach all den verschiedenen Mustern zu suchen.

Wie sucht Einstein@Home nach einem Signal?

Unsere Gravitationswellendetektoren sind außergewöhnlich sensible Instrumente. In der Tat, sie sind die sensibelsten Detektoren die jemals gebaut wurden, und eine eingegliederte innovative Technologie. Aber ihr Output wird immer noch durch „Lärm“ dominiert der durch viele verschiedene Effekte entsteht. Diese beinhalten seismische Grundbewegungen, thermale Vibrationen der Atome die sich in der Detektoroptik und Aufhängung herumtreiben, und das partikelgleiche Quantenverhalten des Laserlichts. (Diese letzten zwei Typen von Lärm werden oft „Schusslärm“ genannt.) Das Problem der Gravitationswellendatenanalyse wurde beschrieben als „Versuch eine einzige Feder in der Mitte eines Heavy-metal-Konzertes zu hören“, weil wir eine bekannte Wellenform versteckt im Lärm des Detektors identifizieren müssen.

Die Standartmethode die benutzt wurde um nach Signalen im Lärm zu suchen ist bekannt als „angepasste Filterung“ oder „optimale Filterung.“ Einer kann mathematisch beweisen, dass angepasste Filterung die optimale Lineartechnik ist, um nach einem bekannten Signal zu suchen, eingebettet in zusätzlichen Lärm. Die Idee ist einfach. Wenn wir die exakte Wellenform des Signals wissen, multiplizieren wir den Output des Detektors bei dieser Wellenform, und den durchschnittlichen Zeitablauf T.

Das resultierende Integral hat zwei Terme. Da ist ein Term dessen erwarteter Wert wächst wie die Quadratwurzel der Zeit T, aufsteigend vom weißen Rauschen in den Instrumenten. (Dieser Prozess ist bekannt als eine Zufallsbewegung.) Dann ist da ein weiterer Term welcher in Proportion zur Zeit T wächst, welcher eine Folge des Pulsarsignales ist. Wenn wir genug Daten haben, und genug Rechenkraft, und die exakte Himmelsposition und Frequenz des Pulsaren wissen, könnten wir immer T wählen groß genug dass der Term infolge der Quelle den Term dominiert infolge des Instrumentenlärmes. Natürlich, T ist begrenzt auf die Höhe der Zeit die wir aktuell Daten sammeln, so braucht das Pulsarsignal ein gewisses Minimum Stärke um auffindbar in dieser begrenzten Zeit zu sein.

Zusammengefasst, angepasste Filterung erlaubt uns ein sehr kleines Signal zu finden, begraben im Lärm, vorrausgesetzt das (1) wir einen Datensatz lang genug haben und (2) wir wissen die exakte Wellenform des Signals nachdem wir suchen.

Der praktische Teil: Rechenkraft

Um angepasste Filterung nutzen zu können, müssen wir die Daten analysieren unter Vorraussetzung das da ein Pulsar ist an jedem angegebenen Punkt am Himmel, und such dann nach dem entsprechenden Signal im Datensatz. In der Praxis setzen wir ein sehr feines Gitter auf den Himmel auf und in Frequenz und in der Änderungsrate der Frequenz, oder Frequenzderivative und suchen an jedem Gitterpunkt.

Die Rechenkraft, die für diese Suche benötigt wird, wächst sehr schnell, als eine Funktion der Länge von der Integration Zeit T, hauptsächlich weil das Gitter auf dem Himmel benutzt wird, und in Frequenz und Frequenzderivative, wird es feiner und feiner je mehr T zunimmt. Für ein fixierte Band von Suchfrequenzen ist die Rechenzeit proportional zur sechsten Kraft von T. Während die Integrationszeit T von 10 Stunden auf 20 Stunden anwächst, wächst auch die Rechenkraft an benötigt bei einem Faktor von 64.

In der Praxis, wenn wir beschränkt sind auf Computer und Computergruppen kontrolliert durch die LIGO wissenschaftliche Zusammenarbeit (LSC) können wir nicht für sehr lange Zeiten T suchen. Dies ist auch schlecht, je größer T ist, umso wahrscheinlicher ist es das wir uns eingraben können durch den Instrumentelärm um ein Pulsarsignal zu finden, das darin begraben ist.

Und dies ist wo Einstein@Home und Ihr Computer uns helfen können. Mit viel mehr Rechnern die abrufbar sind, können wir uns tiefer eingraben in den Lärm um nach Signalen zu suchen.

Wenn Sie Einstein@Home auf Ihrem Computer laufen lassen, bekommen sie Kredits für ihre Arbeit, sobald die Ergebnisse bestätigt wurden. (Die Ergebnisse werden bestätigt durch einen Vergleich mit Ergebnissen die andere Benutzer erhalten haben für die selbe Arbeit.)

Die Kredits die Sie über die Zeit ansammeln reflektieren die Menge der gültigen Arbeit die Ihr Computer (oder Ihre Computer, wenn Sie mehr als einen haben) vollendet haben. Grob gesagt, jede 100 Kredits entspricht einer Arbeit die getan werden könnte in einer 24 Stundenperiode von einem Computer mit einer 1 Milliarde Flutpunktoperationleistung (Addition, Subtraktion, Multiplikation oder Dividierung) pro Sekunde.

Was ist der LIGO S3 Datensatz?

Konstruktion der LIGO und GEO Instrumente begann in der Mitte der 90er Jahre. Als die Konstruktionsphase des Projektes vollendet war, wurden die LIGO-Instrumente offiziell eingeweiht am 11 und 12 November, 1999. Seit dem, die Inbetriebnahme der Instrumente hat sich verfahren in einer Abfolge aus Maschinenbau (E) und Wissenschafts (S) Läufen mit zunehmender Sensibilität.

Die vier wissenschaftlichen Anläufe mit Datum sind:

S1: August 23 - September 9, 2002

S2: February 14 - April 14, 2003

S3: October 31, 2003 - January 9, 2004

S4: February 22 - March 23, 2005

Die Sensibilität der Instrumente hat dramatisch zugenommen zwischen diesen Anläufen, wie in der folgenden Abbildung gezeigt.

Abbildung 8.1: Die Kurven zeigen das Level von instrumentalen Spannungslärm in der LIGO Hanford 4 Km Instrument als eine Funktion von Gravitationswellenfrequenz, und wie es abnahm während des Inbetriebnahmeprozesses. Das gestaltete Ziel ist die Kurve bezeichnet als SRD (Science Reference Design.)

Die folgende Abbildung ist ein ähnlicher Plan für GEO600. Wie in der Abbildung gezeigt, GEO600 war weniger sensibel als LIGO während des S3 Anlaufs. Daher nutzte Einstein@Home nur LIGO-Daten für die S3 Analyse. Die Ergebnisse über die in den folgenden Abschnitten berichtet wird sind Einstein@Home Analysenergebnisse für LIGO S3 Daten.

Abbildung 8.2: Die Kurven zeigen das Level von instrumentalen Lärm in den GEO600 Instrumenten (Abbildung Entgegenkommen von GEO600.) Die Armlänge von GEO600 ist 600m, welche kürzer ist als die 4 Km Länge der LIGO Arme. Generell, die Sensibilität eines Laser interferometrischen Gravitationswellendetektors nimmt mit der Armlänge zu. Aber das GEO600 Projekt hat erforscht in alternative fortgeschrittene Techniken, um die verbesserte Sensibilität zu erlangen. Davon wird das Gravitationswellenentdeckungsprojekt in Zukunft profitieren, inklusive eine geplante Aufrüstung für LIGO am Ende dieser Dekade.

Die Quantität ... die auf der vertikalen Achse auf dieser Graphik erscheint wird „Zerrung“ genannt. Um die beachtenswerte Sensibilität dieser Instrumente abzuschätzen, verweisen wir zurück zum schematischen Diagramm eines interferometrischen Gravitationswellendetektors der schon früher gezeigt wurde. Die Zerrung ...ist die teilweise Veränderung in der scheinbaren Armlänge, die verursacht werden würde durch einen Durchgang einer Gravitationswelle. Demnach eine Zerrung ... in den LIGO 4 Km Armen entspricht einer Veränderung in der Armlänge von ... Metern. Dies ist um die Tausend mal kleiner als die Größe eines Atomkerns!

Momentan ist LIGO der sensibelste Gravitationswellendetektor überhaupt der in der Welt operiert, und er operiert nahe der konstruierten Sensibilität. Ein langer Datenaufnahmeanlauf (S5) an Konstruktionssensibilität wird zu Beginn des späten 2005 erwartet.

Über Einige der LIGO Wissenschaftlichen Zusammenarbeitsanalysenergebnisse von S1 und S2 Daten wird in [31,32,33] berichtet. Einstein@Home benutzt ähnliche Methoden und Chiffren, aber begann seine Analysearbeit mit S3 Daten. Einstein@Home vollendete die Analysen der LIGO S3 Daten im frühen August 2005, und dann begann die Suche nach den S4 Daten.

Wie arbeitet die Einstein@Home S3-Suche?

Die Einstein@Home Suche in dem LIGO S3 Datensatz startete mit den 600 „besten“ Stunden von den S3 Daten. Das sensibelste Instrument, das während der S3 operierte war der LIGO Hanford Observatory 4-Km Detektor, also nutzen wir diesen Datensatz. Diese sind aufgehackt in 60 Abschnitte, je insgesamt zehn Stunden an Daten für jede. Weil die Instrumentenoperation nicht kontinuierlich ist, aber oft unterbrochen durch einen Verlust an Sperren und anderen Geschehnissen, kann jede dieser sechzig 10-Std. Datenabschnitte die zehn Stunden Wanduhrzeit überspannen. In allen Sechzig Fällen wurden die 10 Stunden wissenschaftlichen Daten in weniger als 13 Stunden Wanduhrzeit genommen.

Jeder Datenabschnitt ist dann folgendermaßen aufbereitet. Die Daten sind im Zeitbereich kalibriert, und verwenden eine Methode die in [34] beschrieben ist. Dies produziert einen Zeitbereichdatenstrom der 16384 mal pro Sekunde abgetastet wird. Dann sind 30-Minuten Einheiten benachbarte Daten angezeigt und Fourier Transformed, produzieren „Kurze Fourier Transform“ (SFT) Datensätze. Bekannte Linienfunktionen in den Instrumenten sind entnommen. Das Endergebnis sind 2901 SFT-Dateien, jede davon bedeckt ein überlappendes Band von rund 0,8 Hz. Jede Datei beinhaltet 1200 Fourier Transforms ( sechzig zehn-Stunden Abschnitte * 20 SFTs/zehn-Stundenabschnitt.) Die Frequenzreichweite die abgedeckt wird liegt bei 50.0 Hz bis 1500.5 Hz.

Ein Einstein@Home Host (Zum Beispiel IHR Heim-PC) lädt eine der 2901 SFT-Dateien herunter. Jede von diesen beinhaltet 0,5 Hz an nutzbaren Daten, plus „Flügeln“ an beiden Seiten.

Im Überblick schreitet dann der Host doppelt durch ein Gitter von annähernd 30,000 Punkten am Himmel (einen für jeden der zwei verschiedenen zehn-Stunden Datensätze) suchend nach einem Pulsar an jeder von diesen Lokalisationen, und überträgt dann einen Koinzidenzschritt, gemacht, um die Anzahl an „falschen positiven“ Kandidatenereignisse zu reduzieren die zurück zum Server berichtet wurden. Es tut dies in einem 0.1 Hz Breitband. Kandidatenereignisse erscheinen in beiden zum Einstein@Home-Server zurückberichteten zehn-Stunden Ausdehnungen. Diese Dateien sind komprimiert bevor sie zurückkehrten, und haben eine durchschnittliche Größe von rund 110 KB. Allerdings sind in manchen Fällen die Dateien viel größer (ein paar MB) oder viel kleiner, abhängig von instrumentalen Funktionen die in den Daten erscheinen.

Eine einigermaßen detailliertere Erklärung dieser Suche ist das an jedem Gitterpunkt, und für jede Frequenz in einem 0,1 Hertzband, der Host berechnet die „F Statistik“, welche der Output eines optimalen Filters für einen Pulsar ist an dem Punkt im Gitter für einen der zehn-Stunden Schichten an Daten.

Wenn der Lärm in dem Instrument eine Gaußsche ist, dann hat die F-Statistik eine Verteilung mit vier Grad an Freiheit; der nichtzentralistische Parameter ist proportional zum Quadrat der Quellen Gravitationswellenamplitude.

Die Kandidatenquellen die von Einstein@Home eingesammelt wurden, sind diese für welche der Wert der F-Statistik zufrieden stellt 2F>25. Sie sind „zusammengebündelt“ im Frequenzraum und dann zu einer Datei auf der Host Diskette geschrieben. Der Host wiederholt dann diese Prozedur für eine ANDERE zehn-Stunden Schicht an Daten. Jeder von diesen zwei Schritten benötigt drei bis zwölf Stunden auf einem modernen Computer. Die exakte Zeit hängt hauptsächlich vom der Geschwindigkeit des Prozessors und des Speichersystems ab, und weniger von den Daten selbst. Dann, in einem dritten Schritt sind die Kandidatenereignisse die in jedem von diesem zwei zehn-Stunden Schichten gefunden wurden miteinander verglichen und nur jene mit einer Übereinstimmung innerhalb 1 Mhz in der Frequenz und 0,02 Radien in der Himmelsposition werden einbehalten. Im Durchschnitt braucht Einstein@Home 11,1 Stunden CPU Zeit um diesen gesamten Prozess durchzuführen.

Die resultierende Liste an potentiellen Pulsarkandidaten, welche mit konsistenten Parametern in zwei verschiedenen zehn-Stunden LIGO Datendehnungen erschienen, sind zum Server zurückgekehrt und gespeichert. Da gibt es 30 (Paare an zehn-Stunden Schichten) * (1500,5 Hz ~ 50,0 Hz) * 1 job/0,1 Hz) = 435150 gesonderte Analysearbeiten laufen in diese Richtung.

Die Ergebnisse sind dann nachträglich bearbeitet. Die Grundidee ist einfach. Wenn eine Quelle irgendwo am Himmel präsent ist und stark genug ist um zuversichtlich von den LIGO-Instrumenten entdeckt zu werden, dann sollte es einen großen Wert in der F-Statistik in vielen (oder allen) der 60 verschiedenen zehn-Stunden Datenschichten produzieren. Außerdem sollten die Werte der Himmelspositionen und Frequenz übereinstimmen mit einer Präzision (festgelegt durch Monte-Carlo Simulation) von 0.02 Radien bzw. und 1 Mhz.

Die nachbearbeiteten Prozesskods arbeiten durch das Laden aller 60 Ergebnisdateien (jede davon deckt 0.1 Hz von einer 10-Stunden Datenschicht ab) in den Speicher und findet dann Zellen im Parameterraum (Himmelsposition und Frequenz) wo eine große Anzahl an 10-Stunden Datenschichten alle einen Wert der F-Statistik über den 2F-25 Grenzwert beinhalten.

Wie würde es aussehen, wenn da ein Pulsar wäre, nahe genug um ihn zu entdecken?

Wenn da ein Pulsar wäre, nahe genug um mit Zuversicht entdeckt zu werden, dann erwarten wir, dass es größer sein wird als der 2F=25 Grenzwert in den meisten oder allen der sechzig verschiedenen 10-Stunden Datenschichten. Dadurch würde es zu einer großen Anzahl führen, die für einige Himmelspositionen in der Koinzidenzdarstellungen zählt, gezeigt in den nächsten Abschnitten. In der Tat werden wir in den folgenden Abschnitten sehen, dass gaußischer Lärm alleine eine Anzahl produziert, von nur rund sechs durch Zufall zählt.

Wie können wir wissen, ob dies wirklich arbeiten würde? Da gibt es zwei verschiedene Überprüfungen, dass unsere Datenanalyseverfahren korrekt arbeiten und eine Quelle entdecken könnten.

HARDWAREINJEKTIONEN

Über 1/3 der Zeit, als die S3-Daten aufgenommen wurden, wurden zehn simulierte Pulsarsignale in Echtzeit in die Detektorhardware “injetiert.” Um sich zu sein, dass sie nicht unerwartete Probleme in anschließenden Datenanalysen verursachen würden, wurden diese Hardwareinjektionen nicht während des gesamten S3-Anlaufs vorgenommen. So verdoppeln sie nicht komplett was passieren würde, wenn ein echtes Signal präsent wäre. Diese Hardwareinjektionen sind präsent in etwa 1/3 (ungefähr 20) der zehn-Stunden Datenschichten analysiert von Einstein@Home.

SOFTWAREINJEKTIONEN

In der Vorbereitung der (zuletzt, der zweiten Vorlage) S3 Daten für die Verteilung durch Einstein@Home, fügten wir einen zusätzlichen Satz an sechs „softwaresimulierten“ Pulsaren in den Datensatz. Die Signale waren präsent in den gesamten Daten, aber ihre Umfänge wurden ausgewählt nahe des erwarteten Grenzwertes an Sensibilität.

Demzufolge übersteigen diese simulierten Signale den Grenzwert ungefähr bei der Hälfte (etwa 30) der zehn-Stunden Datenschichten die von Einstein@Home analysiert wird.

Unten in den Abbildung gezeigt sind Himmelskarten für die Frequenzbänder, welche diese Hardware- und softwareinjezierten Signale enthalten. Bemerke die große Anzahl an Schichten für welche F den Grenzwert überschreitet.

Die folgenden zwei Paar Abbildungen zeigen einen Teil der Ergebnisse der Hardware- und Softwareinjektionen. Diese (mutmaßlichen) Pulsare haben Parameter vorgegeben als:

(...Tabelle...)

Viele von den Abbildungen die in den folgen Seiten als farbige Karten der himmlische Sphäre erscheinen. Die Koordinaten sind konventionelle astronomische Koordinaten: Rechts Aufstieg und Deklination. Diese sind ungefähr analog zum Längengrad und Breitengrad auf der Oberfläche der Erde. Die farbigen Karten zeigen die Anzahl von 10-Stunden Datenschichten welche den 2F=25 Grenzwert übersteigen in jeder verschiedenen Himmel und Frequenzregion. In der Abbildungsbeschriftungen fassen wir das zusammen indem wir sagen „Farbkarte der Anzahl der Koinzidenzen entlang sechzig 10-Stunden Datenschichten.“ Ein starkes Pulsarsignal würde den 2F=25 Grenzwert übersteigen in vielen oder allen der sechzig verschiedenen Datenschichten, und würde in rote Regionen auf diesen farbigen Karten führen. Regionen mit keinem auffindbaren Pulsarsignalen übersteigen nur den Grenzwert durch willkürliche Störfälle in einer handvoll (rund sechs) an Datenschichten und führen zur dunklen blauen Regionen auf diesen farbigen Karten.

Abbildung 10.1: Hardwareinjektion. Farbkarte der Anzahl der Koinzidenzen zwischen sechzig 10-Stunden Datenschichten. (a) Gesamte Himmelskarte (b) Frequenzdeklinationsebene

Abbildung 10.2: Softwareinjektion. Farbkarte der Anzahl der Koinzidenzen zwischen sechzig 10-Stunden Datenschichten. (a) Gesamte Himmelskarte (b) Frequenzdeklinationsebene

Die wichtigste Einzelquantität in der oberen Tabelle ist die Gravitationswellenzerrungsamplitude ... Diese Zerrungsamplitude ... hängt von der Distanz zum Pulsar, der Gravitationswellenfrequenz, der elliptischen Form der Quelle und der Trägheitsmoment der Quelle. (Es ist proportional zur elliptischen Form, Trägheitsmoment, und Quadrat der Frequenz, und umgekehrt proportional zur Distanz.)

Die Abbildung unten zeigt das Verhältnis zwischen ... und der Distanz in Parsecs an einer fixierten elliptischen Form ... und an den selben Frequenzen wie der Hardwareinjektion und der Softwareinjektionpulsare wie oben erwähnt. Die elliptische Form ist ein Messwert davon wie „unrund“ oder klumpig der Stern ist. Dieser Wert von ... ist um den höheren Limit an Werten betrachtet angemessen für einen normalen Neutronenstern, obwohl einige der exotischeren Möglichkeiten wie Quarksternen könnten eliptische Formen haben von 10 zu 100 mal höher und dies würde produzieren ... 10 zu 100 mal höher.

Abbildung 10.3: Die Gravitationswellenzerrungamplitude ... als eine Distanzfunktion in Parsecs. Hier die elliptische Form ... der Sterne wird geschätzt auf ... . Der rote Kreis zeigt die oben beschriebene Softwareinjektion an. Ein Pulsar mit ... und den gleichen Eigenschaften wie der Fake-Software injezierter Pulsare wäre um die 100 Parsecs weg. Die Tatsache das Einstein@Home diese softwareinjezierten Pulsare sieht, dass bedeutet dass es eine angemessene Chance hat einen Pulsar auf Distanzen von zehn zu einhundert Parsec zu entdecken. Diese Kurven sind aufgezeichnet basierend auf der Gleichung (25) von [35]

Sie können sehen, dass wir mit dem S3-Datensatz in der Lage sein sollten Pulsare auf Distanzen von zehn auf bis zu Hundert Parsecs entdecken könnten (um die Dreißig bis zu Dreihundertlichtjahre.) Die Distanz hängt von der Frequenz der Quelle ab. Wir werden auch später zeigen, dass diese Distanz von der Lokalisation der Quelle am Himmel abhängt.

Wie sehen die Einstein@Home-S3-Suchergebnise aus?

Das Anzeigen wie in den Abbildungen unten ist Teil des Outputs der letzten Nachbearbeitungsstufe. Es zeigt, in einen Frequenzbereich von 300 bis 325 Hz, und für jeden Gitterpunkt am Himmel, die maximale Anzahl an zehn-Stunden Datenschichten für welche der Wert von 2F 25 überstieg. Weil da sechzig verschiedene zehn-Stunden Datenschichten waren, diese Anzahl könnte von 0 bis 60 reichen.

Die erste Abbildungen (a) zeigt die Deklination – rechte Aufstiegsfarbkarte der maximalen Anzahl zählt an jedem Gitter Punkt am Himmel. Die zweite Abbildung (b) zeigt die Deklination – Frequenzfarbkarte der maximalen Anzahl zählt an jedem Gitterpunkt am Himmel. Diese zwei Abbildungen zeigen das wir über dem gesamten Himmel keine bedeutenden Ereignisse im 300-325 Hz Frequenzbereich haben. Dieser Frequenzbereich ist einer der typischen sauberen Frequenzbereiche in unserem S3 LIGO Hanford Detektordaten. Die Mehrheit der Frequenzbänder sind so sauber wie dieses Beispiel.

Abbildung 11.1: Farbkarte der Anzahl der Koinzidenzen zwischen sechzig 10-Stunden Datenschichten für den Frequenzbereich von 300 bis 325 Hz. a) Gesamte Himmelskarte b) Frequenzdeklinationsebene.

Die gutartigsten Typen an Instrumentenlärm (Gaußscher Lärm) würde eine Anzahl um die rund 6 durch Zufall gezählt produzieren. Für diesen Typ Lärm haben einige Ereignisse Anzahlen größer als, sagen wir mal, 20 wären potentielle Kandidaten für weitere Nachfolgende Studien.

Bemerken Sie, dass die größte Anzahl an Schichten welche die konsistenteste Signatur eines Pulsares enthielten 6 war. Im Kontrast dazu würde ein sehr starkes Pulsarsignal in allen oder nahezu allen der 60 Schichten erschienen sein, eine Quelle nahe unseres Grenzwertes für Entdeckung wäre in vielen (sagen wir, mehr als der Hälfte) der Schichten erschienen.

Dies wurde erklärt im Abschnitt für Hardware/Softwareinjektionen für einige „gefälschte“ Quellen die zu unserem Datensatz hinzugefügt wurden.

Basierend auf diesem Stück, schlussfolgerten wir das Einstein@Home nicht irgend welche glaubhaften Quellen im Frequenzband von 300 bis 325 Hz finden konnte. Dies überrascht nicht. Die LIGO-Instrumente machen immer noch die Inbetriebnahme durch, um ihre Aufbausensibilität zu erreichen. Und selbst bei Aufbausensibilität wird der Lärmpegel in den Instrumenten hoch genug sein, dass sie alle astrophysikalischen Quellen von Gravitationswellen verdunkeln könnten. Ob oder nicht, wir können etwas entdecken das von der Natur und unserem Glück abhängt. Es hängt von der Natur ab, weil wir immer noch nicht mit Zuversicht wissen wie häufig Pulsare sich formen, wie viele von denen sich in der richtigen Rate drehen, und wie viele dort in unserer Galaxie sind. Und es hängt vom Glück ab, weil wir wissen nicht, ob einer von ihnen so nahe zur Erde geschieht und stark genug emittiert , dass sein Gravitationswellensignal den Lärm in unseren Instrumenten überwinden kann.

Die Suche ist nicht gleichmäßig sensibel über dem gesamten Himmel

Wie zuvor beschrieben ist das Signal von einem Pulsar moduliert durch die Erdrotation um ihre Achse und ihre Bewegung um die Sonne. Die Höhe und der Typ dieser Modulation hängt von der Himmelsposition ab. Weil der Output des Detektors Instrumentenlärmprodukte enthält, welche völlig sinusförmig sind (Zum Beispiel, 60 Hz Oberschwingungen und Violinmodi der optischen Aufhängungsdrähte) dies bedeutet, dass unsere Suche sensibler ist in manchen Regionen des Himmels als in anderen.

In den folgenden zwei Abbildungen sind Stücke gezeigt, welche ähnlich sind zu den vorherigen Abbildungen, aber im Bereich der Frequenzen um die Violinmodi der optischen Aufhängungen (340-350 Hz.) Die Violinmodi der optischen Aufhängungen produzieren völlig bedeutende falsche Ereignisse. (Zum Beispiel, vergleiche nur die Anzahl die in diesen beiden Abbildungen gezählt wird mit den beiden Abbildungen in den vorherigen Abschnitt für die 300-325 Hz Frequenzbereiche.) Die gesamte Himmelskarte (a) zeigt das die violinmodi einen geräuschvollen „Gürtel“ im Himmel produzieren. Entlang dieses Gürtels erscheinen Spektrallinienprodukte wie ein Pulsarsignal (Sehen Sie den nächsten Abschnitt für den Grund warum.!) In Wirklichkeit haben wir nicht viel Sensibilität zu einem Signal in dieser Region.

Das Frequenz – Deklinationsstück zeigt das, obwohl die Violinmodi eine mittelmäßig große Region des Himmels unempfänglich macht für Gravitationswellen von einem Pulsar, die verdunkelte Region nur eine begrenzte Reichweite der Frequenz abdeckt und immer noch große sensible Bereiche im Parameterraum übrig lässt.

Abbildung 12.1: Farbkarte der Anzahl der Koinzidenzen zwischen sechzig 10-Stunden Datenschichten in der Frequenzreichweite 340-350 Hz. Die ersten Oberschwingungen der Violinmodi (340-350 Hz) produzieren völlig bedeutend falsche Ereignisse. (a) Gesamte Himmelskarte. (b) Frequenzdeklinationsebene.

Im nächsten Abschnitt erklären wir warum sinusförmige Lärmquellen in den Instrumenten diese charakteristischen Muster (große Kreise) auf der Himmelssphäre produzieren.

Warum ist die Suche nicht gleichmäßig sensibel über dem gesamten Himmel?

Es stellt sich heraus, dass die Einstein@Home Pulsarsuche in manchen Bereichen des Himmels sensibler ist als in anderen.

Das liegt daran weil das Instrument beinhaltet einige Quellen an Detektorlärm (schmale Frequenzlinien) welche die Signale „imitieren“ die von Pulsaren nahe eines einzelnen großen Kreises auf der Himmelssphäre produziert würden und demnach verdunkelt es potentielle echte Quellen. (Der Kreis hat seine Mitte auf der durchschnittlichen Linie von der Erde zur Sonne während des S3-Anlaufs.) Dieser Effekt macht Einstein@Home weniger sensibel nahe dem großen Kreis als in anderen Regionen des Himmels.

Um den Grund zu verstehen warum wir nicht gleichmäßig sensibel über dem gesamten Himmel sind, betrachten Sie die Detektorsignale, die produziert wären von vier Pulsaren in verschiedenen Himmelspositionen während des S3-Wissenschaftsanlaufs. (Bemerken Sie: Himmellokalisation sollte als ein Punkt gedacht sein auf der Himmelssphäre, wie im Einstein@Home Screensaver gezeigt.)

1. Ein Pulsar direkt über dem Nordpol der Erde. 2. Ein Pulsar direkt über der Ebene des Erdorbits um die Sonne. 3. Ein Pulsar in der Richtung der Durchschnittsgeschwindigkeit der Erde um die Sonne während des S3. 4. Ein Pulsar in der Richtung der Linie von der Sonne zur Erde währen S3.

Die Positionen von diesen vier hypothetischen Pulsaren relativ zur Sonne und Erde sind im folgenden schematischen Diagramm gezeigt.

Abbildung 13.1 Schematisches Diagramm (NICHT ZUR SKALA) zeigt die Positionen von vier hypothetischen Pulsaren. Das rechte untere Diagramm ist eine dreidimensionale Übersicht des Sonnensystems, das die Erde zeigt (blau) umrundend die Sonne (rot). Der kreisförmige Pfad der Erde wird angezeigt in weiß. Die anderen drei Diagramme sind Prognosen auf drei lotrechte Ebenen, wie gezeigt. Pulsar #1 (pink) ist direkt über dem Nordpol der Erde und hat keine tägliche Frequenzmodulation. Pulsar #2 (grün) ist direkt über der Ebene des Erdorbits um die Sonne, und hat keine jährliche Frequenzmodulation. Pulsar #3 (gelb) ist in der Richtung der (minus) durchschnittlichen Erdgeschwindigkeit um die Sonne während S3, und hat die maximale mögliche Rotverschiebung. Pulsar #4 (Hellblau) ist in der Richtung des durchschnittlichen Erd-Sonnen Vektors während S3.

Die Pulsarwellenformen wie gesehen an den Detektoren in jeden von diesen vier Fällen erscheinen folgendermaßen. 1. Keine tägliche Modulation der Frequenz, nur jährliche Modulation. 2. Nur tägliche Modulation der Frequenz, mit keiner jährlichen Modulation. 3. Änderungsgeschwindigkeit der jährlichen Frequenzmodulation „minimiert.“ 4. Änderungsgeschwindigkeit der jährlichen Frequenzmodulation “maximiert.” Bemerken Sie, dass in den Fällen [2] und [3], über eine Dauer von Tagen bis Wochen die Pulsarsignale einem der Detektorinstrumentenlärmprodukte sehr ähnlich erscheinen. Also „verschmutzen“ die Anlagenprodukte eine Region des Himmels welche ein großer Kreis auf der Himmelssphäre ist, gemacht aus diese Richtungen lotrecht zur Linie von der Erde zur Sonne.

Abbildung 13.2: Ein Pulsar direkt über dem Nordpol der Erde. (OBEN) Die jährliche Modulation (UNTEN) Die tägliche Modulation um den 1 November. Für diesen Pulsar gibt es keine tägliche Modulation aufgrund der Erdrotation.

Abbildung 13.3: Ein Pulsar direkt über der Ebene des Erdorbits um die Sonne. OBEN: Die jährliche Modulation ist abwesend. UNTEN: Die tägliche Modulation.

Abbildung 13.4: Ein Pulsar in (minus) der Richtung der durchschnittlichen Erdgeschwindigkeit um die Sonne während S3. OBEN: Die Änderungsgeschwindigkeit der jährlichen Modulation ist minimiert während S3. UNTEN: Die einzige bedeutsame Modulation während S3 kommt von täglichen Abweichungen.

Abbildung 13.5: Ein Pulsar in der Richtung der Linie von der Sonne zur Erde während S3. OBEN: Die Änderungsgeschwindigkeit der jährlichen Modulation ist maximiert während S3. UNTEN: Die Effekte der jährlichen Modulation sind bedeutsam auf einer täglichen Skala.

Es ist nun einfach zu sehen warum instrumentelle Produkte, welche sinusförmige Funktionen von Zeitimitierenden Pulsaren, geortet nahe eines einzelnen großen Kreises am Himmel. Irgendein Pulsar der in der Ebene entdeckt worden ist, festgelegt durch die Richtungen zu den Pulsaren #2 und #3, produzieren ein Signal am Detektor in welchen die jährliche Frequenzmodulation entweder abwesend ist oder sehr klein während S3. Diese Ebene ist lotrecht zur durchschnittlichen Linie von der Erde zur Sonne während S3. Also haben Instrumentelle Produkte, welche bei einer fixierten Frequenz sind, den Anschein in dieser Ebene zu liegen, und die Schnittlinie dieser Ebene mit der Himmelssphäre ist ein großer Kreis zentriert auf der Linie von der Erde zur Sonne.

Warum und wie wurden die Daten neuanalysiert?

Nachdem wir anfangs den S3-Datensatz analysierten, machten wir mehrere Verbesserungen:

- Daten wurden neueingestellt unter Verwendung der letzten Datenqualitätsbewertung (genannt die Version 5 Datenqualitätsflaggen) und Instrumentenkalibrierung. (genannt die Version 3 Instrumentenkalibrierung.)

- Mehr bekannte Anlagenprodukte wurden vom Datensatz entfernt um falsche Signale zu unterbinden.

- Softwarepulsarinjektionen wurden hinzugefügt.

- Schichtenpaare wurden neugruppiert, um die Anzahl der zehn-Stunden Schichten zu maximieren, die hardwareinjezierte Signale enthält.

Die Neuanalyse von S3 wurde vervollständigt durch Einstein@Home-Teilnehmer am 2. August 2005. Die ganzen Ergebnisse dieser letzten Neuanalyse sind nun überprüft worden.

Wie sehen die Pläne für die Zukunft aus?

Bis jetzt haben wir nicht irgend ein Anzeichen für Pulsarsignale in den S3-Daten gesehen. Wie zuvor beschrieben, ist dies keine Überraschung, weil LIGO nicht sensibel genug ist zu garantieren, dass wir einen oder mehr Pulsare sehen werden. Dies hängt vom Glück ab: Der Lokalisation, Form, Orientierung und Umdrehungsrate des nahesten Pulsares zur Erde.

Gestartet im späten Juni 2005 haben wir begonnen diese Analyse zu wiederholen, unter Verwendung der höchsten Teilequalität des kompletten LIGO/GEO S4 Daten-Satzes. Ein bedeutender Unterschied ist das diese neue S4-Analyse Daten von beiden LIGO Hanford (H1) und der LIGO Livingston (L1) Instrumente nutzt. Wir erwarten das diese neue Analyse abgeschlossen sein sollte Ende 2005.

Im späten Sommer 2005 hoffen wir eine neue und verbesserte S4 Analyse beginnen zu können, ähnlich zur vorherigen Analyse, aber ausgerichtet auf einen begrenzteren Frequenzbereich vermutlich um die 500 Hz weit) und verwenden eine längere kohärent Integrationszeit für die Berechnung der F-Statistik.

Arbeit ist nun laufend dabei eine neue Einstein@Home-Applikation zu bauen und zu testen für diesen Zweck. Diese Applikation beinhaltet einen neuen Algorithmus zur Platzierung von Pulsarschablonen im Parameterraum. Wir antizipieren in der Lage zu sein kohärente Integrationszeiten von dreißig auf fünfzig Stunden in dieser Suche, also erlangen ein höheres Level an Sensibilität (an fixierten Detektorlärm Levels) dann in der S3-Suche wie hier beschrieben, und in der momentan-fortlaufenden S4-Suche.

Die anfänglichen LIGO-Detektoren sind vorgesehen eine Serie von langen Datenanläufen (S5) im späten 2005 zu beginnen, erstmals operierend an ihrer Aufbausensibilität. Als die anfänglichen LIGO-Interferometer anfingen nach dem ersten Gravitationswellensignal zu suchen, begannen das LIGO Lab, die LIGO Wissenschaftliche Zusammenarbeit, und internationale Partner zu arbeiten an einem fortgeschrittenen LIGO-Upgrade, um die Sensibilität um einen Faktor mehr als 10 zu verbessern. Seit das Volumen des Raumes das die Instrumente sehen können wächst wie die Kubikzahl der Distanz, dies bedeutet das die Ereignishäufigkeit 100 bis 1000 mal größer sein wird als für das anfängliche LIGO.

Dieser neue Detektor wird installiert in das existierende LIGO-Vakuumsystem an der LIGO-Hanford und Livingstonobservatorien. Die Aufrüstung wird den momentanen Detektor ersetzen, nachdem der aktuelle Detektor sein Ziel von einem Jahr an Observation mit Aufbausensibilität erreicht hat. Fortgeschrittenes LIGO wird die Gravitationswellenwissenschaft in ein echtes Beobachtungsgerät transformieren. Es ist antizipiert, dass dieses neue Instrument neue Gravitationswellenquellen so oft wie einst pro Tag entdecken wird, mit exzellenter Signalstärke, erlaubt Details der Wellenform abgelesen zu werden und vergleicht mit Theorien von Neutronensternen, Schwarzen Löchern, und anderen hoch relativistischen Objekten.

Die LIGO-Wissenschaftliche-Zusammenarbeit-S3-Autorenliste

Dieser Report wird präsentiert von der LIGO Wissenschaftlichen Zusammenarbeit (LSC) ab dem 4 Juli 2005, bestehend aus folgenden Wissenschaftlern. Wissenschaftliche Veröffentlichungen die auf dieser Arbeit basieren, werden ebenfalls die erforderlichen Anerkennungen der Einstein@Home-Teilnehmer erwähnen.

 Die Autorenliste ist einsehbar unter: http://einstein.phys.uwm.edu/PartialS3Results/node16.html

Die LIGO-Wissenschaftliche-Zusammenarbeit, http://www.ligo.org/

Die Autoren erkennen die Unterstützung der Vereinigten Staaten Nationales Wissenschaftsstiftung an für die Konstruktion und Betreibung des LIGO-Laboratoriums und des Partikelphysik und Astronomieforschungskonzils des vereinigten Königreichs, der Max-Planck-Gesellschaft und dem Staat von Niedersachsen/Deutschland für die Unterstützung der Konstruktion und Bedienung des GEO600-Detektors.

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Übersetzer dieser Analyse und Quellenangabe

Diese Analyse wurde aus dem Original von SuperbeowulfSPEG-244 am 21. Januar 2008 übersetzt.

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