Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 4 – vyšlo 25. ledna, ročník 6 (2008) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

4/2008

Kde jsou gravitační vlny?

Petr Kulhánek

V poslední době si často fyzikové kladou otázku: Jak je to s gravitačními vlnami? Existují vůbec? Špičkové experimenty, jako je LIGOLIGO – Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory, největší světový interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 4 km. Postaveny jsou dva velké detektory stejného typu, jeden v Livingstonu a druhý v Hanfordu (USA). Oba velké přístroje doplňuje dvoukilometrový interferometr v Hanfordu. Uvažuje se o stavbě dalšího stroje v Indii. Frekvenční rozsah detektoru je od 10 Hz do 10 kHz. Detektor byl uveden do provozu v roce 2002. Od roku 2010 do roku 2015 probíhala kompletní rekonstrukce, jejímž cílem bylo výrazné zvýšení citlivosti přístroje. První přímá detekce gravitačních vln se podařila 14. září 2015. Do konce roku 2021 bylo zachyceno 90 průkazných signálů., VIRGOVIRGO – největší evropský interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 3 km. Je umístěn u vesničky Cascina, 10 km od italské Pisy proslulé svou šikmou věží. Detektor byl uveden do provozu v roce 2007. Od roku 2010 do roku 2017 probíhala rekonstrukce, jejímž cílem bylo podstatné zvýšení citlivosti. První experimentální běh po rekonstrukci proběhl v srpnu 2017 (společné pozorování s americkým LIGO) a 14. srpna se podařilo zachytit první gravitační signál. Detektor Virgo je součástí observatoře EGO (European Gravitational Observatory). Pro přístroj po rekonstrukci se také často používá zkratka AdV (Advanced Virgo)., GEO 600GEO 600 – německo-anglický detektor gravitačních vln umístěný v blízkosti Hannoveru. Interferenční ramena mají délku 600 metrů, frekvenční rozsah je 50 Hz až 1,5 kHz. Detektor je v provozu od roku 2002. a další neobjevily ani po mnoha letech provozu jediné zhoupnutí odpovídající průchodu gravitační vlny. A tak dosud jediným důkazem jejich existence zůstává nepřímá detekce založená na změně periody podvojných pulzarů, která by měla být způsobena vyzařováním gravitačních vln.

LIGO – Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory, největší světový interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 4 km. Postaveny jsou dva velké detektory stejného typu, jeden v Livingstonu a druhý v Hanfordu (USA). Oba velké přístroje doplňuje dvoukilometrový interferometr v Hanfordu. Uvažuje se o stavbě dalšího stroje v Indii. Frekvenční rozsah detektoru je od 10 Hz do 10 kHz. Detektor byl uveden do provozu v roce 2002. Od roku 2010 do roku 2015 probíhala kompletní rekonstrukce, jejímž cílem bylo výrazné zvýšení citlivosti přístroje. První přímá detekce gravitačních vln se podařila 14. září 2015. Do konce roku 2021 bylo zachyceno 90 průkazných signálů. VIRGO – největší evropský interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 3 km. Je umístěn u vesničky Cascina, 10 km od italské Pisy proslulé svou šikmou věží. Detektor byl uveden do provozu v roce 2007. Od roku 2010 do roku 2017 probíhala rekonstrukce, jejímž cílem bylo podstatné zvýšení citlivosti. První experimentální běh po rekonstrukci proběhl v srpnu 2017 (společné pozorování s americkým LIGO) a 14. srpna se podařilo zachytit první gravitační signál. Detektor Virgo je součástí observatoře EGO (European Gravitational Observatory). Pro přístroj po rekonstrukci se také často používá zkratka AdV (Advanced Virgo). GEO 600 – německo-anglický detektor gravitačních vln umístěný v blízkosti Hannoveru. Interferenční ramena mají délku 600 metrů, frekvenční rozsah je 50 Hz až 1,5 kHz. Detektor je v provozu od roku 2002. TAMA – japonský detektor gravitačních vln. Jde o interferometrický detektor s délkou ramen 300 metrů, který je v provozu od roku 1999. LISA – Laser Interferometry Satellite Antenna, společný projekt ESA a NASA tří sond obíhajících kolem Slunce. Jejich cílem mělo být interferometrické měření gravitačních vln. Ramena interferometru (vzájemná vzdálenost sond) měla být dlouhá pět milionů kilometrů. Realizace se postupně odsouvala, v roce 2011 NASA konstatovala, že projekt nemůže z finančních důvodů uskutečnit. ESA v projektu pokračovala pod názvem NGO (New Gravitational Observatory), v roce 2012 ale byla dána přednost jinému velkému projektu JUICE (mise k Jupiteru). Poté byl projekt vzkříšen pod názvem eLISA (evolved LISA) s rameny interferometru dlouhými „jen“ milion kilometrů. V roce 2017 se opětovně přepracovaný projekt dostal do výběru velkých (L3, Large) misí Evropské kosmické agentury pod původním názvem LISA. Finální délka ramen interferometru bude 2,5 milionu kilometrů. Start je plánován na rok 2034.

Existenci gravitačních vlnGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO. předpověděl Albert Einstein již v roce 1916. Jde o periodické zakřivení prostoru a času, které se šíří od zdroje, podobně jako vlna zvuková nebo elektromagnetická. Je zde ale mnoho odlišností. Představte si tři tělesa v prostoru tvořící například pravoúhlý trojúhelník. Bude-li přes náš trojúhelník přecházet gravitační vlna, budou se tělesa „pohupovat“ na zakřiveném prostoročase a periodicky se bude měnit jejich vzdálenost podobně jako vzdálenost tří lodí pohupujících se na mořských vlnách.

Zakřivení časoprostoru kolem dvojice neutronových hvězd

Neexistuje žádné prostředí, ve kterém by se gravitace vlnila, jako je tomu u zvukových vln. Rozvlněný je sám prostoročas. U elektromagnetických vln existují dva nezávislé mody vln skloněné o 90°. Podobně i gravitační vlny kmitají ve dvou nezávislých rovinách, ale ty jsou skloněny jen o 45°. To souvisí s odlišným spinemSpin – vlastní (vnitřní) rotační moment částice souvisící s Lorentzovou symetrií. Pro částici v centrálním poli se přirozeným způsobem skládá s momentem hybnosti. Částice s nenulovým spinem se mohou chovat jako elementární magnetické dipóly μ, aniž by měly elektrický náboj. Takové částice reagují na vnější magnetická pole. (elektromagnetické pole má spin roven jedné, gravitační pole dvěma). Elektromagnetické vlny mohou vznikat u těles s dipólovým a vyšším momentem. To znamená, že sféricky symetrické těleso nemůže být zdrojem elektromagnetických vln, osově symetrické těleso (dipól) ano. Zdrojem gravitačních vln nemůže být ani monopól ani dipól. Až teprve kvadrupólové rozložení látky může generovat gravitační vlny. Musí jít tedy o rozložení hmoty, které není symetrické vzhledem k bodu ani vzhledem k ose. Tyč rotující podél své osy nemá kvadrupólový moment. Tyč rotující kolmo na svou osu kvadrupólový moment má a může generovat gravitační vlny.

Nejjednodušším zdrojem gravitačních vln ve vesmíru může být dvojice hvězd rotujících kolem společného těžiště. Aby měly gravitační vlny velkou intenzitu, je nutné aby obě hvězdy značně zakřivovaly prostoročas a byly dostatečně blízko. Ideální je například dvojice neutronových hvězdNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ kg m⁻³ dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století..

Gravitační vlny přenášejí, podobně jako jiné vlny, energii. Každý zdroj vyzařující gravitační vlny proto ztrácí energii. Jde-li například o dvojici hvězd, budou se z důvodu vyzařování gravitačních vln k sobě přibližovat, poroste jejich oběžná rychlost, a po určité době dojde k splynutí obou složek (viz Klip týdne). Intenzita vln ubývá s kvadrátem vzdálenosti od zdroje.

Weberovy válce

První známé pokusy detekce gravitačních vln pochází od Josepha Webera. O detekci se pokoušel pomocí dvou velkých hliníkových válců. Jeden z válců byl umístěn na Universitě v Marylandu v blízkosti Washingtonu, D. C. a druhý v Argonne National Laboratory v blízkosti Chicaga. Vzdálenost válců byla asi 1 000 km. To proto, aby případná detekce gravitační vlny byla potvrzena z nezávislého místa a nešlo jen o lokální poruchu. Válce se chovaly jako přirozené oscilátory naladěné na frekvenci 1 660 Hz. Byly vyrobeny z hliníkuHliník – Aluminium, velmi lehký kov bělavě šedé barvy, velmi dobrý vodič elektrického proudu, široce používaný v elektrotechnice a ve formě slitin v leteckém průmyslu a mnoha dalších aplikacích. Hliník byl objeven roku 1825 dánským fyzikem Hansem Christianem Oerstedem., jejich hmotnost byla 1,4 tuny, průměr měly 66 cm a délku 153 cm. Každý válec byl zavěšen ve vakuu na kovovém vlákně a mechanicky zcela oddělen od okolí. Přibližně ve středu byl umístěn piezoelektrický snímač (je patrný na fotografii) propojený s elektronickými obvody citlivými na základní frekvenci oscilací válce.

Válce byly zprovozněny v roce 1966 a v roce 1972 byla naměřena jediná koincidence, která se již nikdy nezopakovala. Dnes se soudí, že relativní citlivost h =ΔL/L ~ 10⁻¹⁵ tohoto zařízení nebyla dostatečná pro detekci gravitačních vln z běžných zdrojů.

Joseph Weber u detektoru.

Nepřímá detekce, PSR 1913+16

V roce 1974 byl objeven největším radioteleskopem světa v ArecibuArecibo – do roku 2016 nejvýkonnější radioteleskop světa, ostrov Portoriko. Průměr antény 304 metrů, anténa vyplňuje celé údolí. Povrch tvoří 40 000 hliníkových desek. Postaven byl v roce 1963. Objevy: první extrasolární planeta, změření periody rotace Merkuru, objev podvojného pulsaru PSR 1913+16 (nepřímé potvrzení existence gravitačních vln), potvrzení Jarkovského jevu u planetky Golevka. podvojný pulzarPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe. 1913+16 s periodou pulzací 0,059 s. Rozměry obou složek i celého systému jsou tak malé, že systém je téměř ideální relativistickou laboratoří, kterou pro nás příroda připravila. Jde o dvě neutronové hvězdy v těsné blízkosti, takže zakřivení prostoru a času, na které složky reagují, je značné. Navíc v prostoru mezi složkami není žádný rozházený materiál, který by komplikoval interpretaci měřených veličin. Snadno si můžeme udělat představu o unikátnosti soustavy: Hmotnosti složek jsou o něco vyšší než je hmotnost našeho SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×10⁶ km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×10⁶ km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×10⁶ K a zářivým výkonem 3,846×10²⁶ W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium. (1,44 M_S a 1,39 M_S). Vzdálenost obou hvězd je ale pouhých 700 000 km, tj. stejná jako poloměr Slunce!

V roce 1993 obdrželi za výzkum tohoto unikátního systému Nobelovu cenu za fyziku Russel A. Hulse a Joseph H. Taylor. Systém vykazoval celou řadu jevů předpovídaných obecnou relativitouObecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách.. Například stáčení periastraPericentrum – bod na eliptické dráze kolem centrálního tělesa, který je tomuto tělesu nejblíže. Pro Slunce se používá výraz perihélium, pro Zemi perigeum, pro Měsíc periluna, pro Jupiter perijovum, pro Saturn perikronum, pro Mars periareion a pro hvězdu periastrum. soustavy činí 4° za rok (připomeňme, že stejný jev způsobuje stáčení dráhy MerkuruMerkur – planeta nejbližší Slunci. Je to skalnatá planeta, posetá krátery podobně jako náš Měsíc. Jde o nejmenší planetu vůbec. Je téměř bez atmosféry. Teplota povrchu tohoto tělesa kolísá mezi −180 °C a 430 °C. Merkur se otočí kolem vlastní osy jednou za 59 našich dní. Jeho doba oběhu kolem Slunce trvá 88 dní. Jde o příklad vázané rotace (spinorbitální interakce) v poměru 2:3 způsobené slapovými silami. Dráha Merkuru kolem Slunce je protáhlá elipsa, která se stáčí vlivem přítomnosti ostatních planet. Malá část stáčení perihelia dráhy (43″ za století) je způsobena efekty obecné relativity. o pouhých 43″ za století). Z dalších naměřených jevů upozorněme alespoň na relativistický Dopplerův jevDopplerův jev – změna frekvence vlnění při vzájemném pohybu zdroje a pozorovatele. Přibližuje-li se pozorovatel ke zdroji, naměří vyšší frekvenci, než když se vzdaluje. Může jít o zvukové, elektromagnetické i jakékoli jiné vlnění. Jev poprvé popsal rakouský matematik a fyzik Christiaan Doppler (1803–1853), který část svého krátkého života strávil jako profesor pražské Polytechniky, předchůdkyni dnešního ČVUT v Praze., červený gravitační posuvČervený gravitační posuv – závislost frekvence fotonů v důsledku působení gravitačního pole. Fotony opouštějící těleso snižují svou frekvenci (červenají), naopak fotony přibližující se k tělesu zvyšují svou frekvenci (modrají). Jev je způsoben změnou rychlosti chodu hodin v blízkosti hmotných těles., dilataci času způsobenou vzájemným oběhem a stáčení světelných paprsků.

Nejznámějším se ale stal objev zkracování periody odpovídající vyzařování gravitačních vlnGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO.. Oběžná perioda podvojného pulzaruPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe. činí 7 h 45 min a zkracuje se o 76×10⁻⁶ s/rok díky vyzařování gravitačních vln. R. A. Hulse a J. H. Taylor tak poprvé v historii nepřímo detekovali gravitační vlny. Šlo jen o měření důsledku vyzařování gravitačních vln, nikoli o jejich přímou detekci a tak nelze zatím hovořit o objevu gravitačních vln. Dnes je známa řada podvojných pulzarů i s výhodnějšími parametry pro testování obecné relativityObecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách..

304-metrový radioteleskop v Arecibu. Zde byl objeven podvojný pulzar 1913+16.

LIGO a další velké interferometry

Většina dnešních systémů pro přímou detekci gravitačních vln je postavena na laserovéLASER – Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation, zesílení světla pomocí stimulované emise záření. Roku 1958 ukázal Charles Hard Townes spolu s Arthurem Leonardem Schawlowem, že je možné zkonstruovat podobné zařízení jako již existující MASER (pracuje v mikrovlnné oblasti) také pro světlo. První laser zkonstruoval Theodore Harold Maiman v roce 1960. Aktivním prostředím byly ionty chrómu v syntetickém rubínovém krystalu. interferometriiInterferometr – soustava dvou a nebo více antén či dalekohledů, ze kterých se signál z jediného zdroje přivádí do detektoru, kde interferuje (sčítají se amplitudy vln). Může jít také o jediný přístroj, v němž je paprsek rozdělen do více ramen. Jsou-li v detektoru vlny protifázi, může dojít k vyrušení výsledné vlny. V detektoru se zaznamenává intenzita vlny, která je kvadrátem amplitudy. Čím větší je základna interferometru, tím vyšší je jeho rozlišovací schopnost.. Laserový svazek je polopropustným zrcadlem rozdělen do dvou kolmých ramen, na jejichž koncích jsou dokonale vybroušená odrazná zrcátka na zavěšených testovacích tělesech. Právě pohyb těchto tělísek se sleduje. Odražené paprsky se rameny vrací přes rezonanční dutinu zpět, interferují a elektronicky jsou zaznamenávány změny interferenčních proužků. Citlivost těchto zařízení závisí na velikosti ramen a může dosáhnout velmi vysokých hodnot.

Největším systémem tohoto druhu na světě je interferometrInterferometr – soustava dvou a nebo více antén či dalekohledů, ze kterých se signál z jediného zdroje přivádí do detektoru, kde interferuje (sčítají se amplitudy vln). Může jít také o jediný přístroj, v němž je paprsek rozdělen do více ramen. Jsou-li v detektoru vlny protifázi, může dojít k vyrušení výsledné vlny. V detektoru se zaznamenává intenzita vlny, která je kvadrátem amplitudy. Čím větší je základna interferometru, tím vyšší je jeho rozlišovací schopnost. LIGOLIGO – Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory, největší světový interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 4 km. Postaveny jsou dva velké detektory stejného typu, jeden v Livingstonu a druhý v Hanfordu (USA). Oba velké přístroje doplňuje dvoukilometrový interferometr v Hanfordu. Uvažuje se o stavbě dalšího stroje v Indii. Frekvenční rozsah detektoru je od 10 Hz do 10 kHz. Detektor byl uveden do provozu v roce 2002. Od roku 2010 do roku 2015 probíhala kompletní rekonstrukce, jejímž cílem bylo výrazné zvýšení citlivosti přístroje. První přímá detekce gravitačních vln se podařila 14. září 2015. Do konce roku 2021 bylo zachyceno 90 průkazných signálů.. Projekt vznikl ve spolupráci univerzit CALTECHCALTECH – California Institute of Technology, prestižní americká univerzita, která vznikla v roce 1921. Založil ji chemik Arthur A. Noyes spolu s významným fyzikem Robertem A. Millikanem. Předchůdcem byla Throopova univerzita z roku 1891. Univerzita sídlí v kalifornské Pasadeně. Univerzita zajišťuje provoz JPL (Jet Propulsion Laboratory) americké NASA, analyzuje data ze Spizerova vesmírného dalekohledu a spravuje hanfordskou část detektoru gravitačních vln LIGO. a MITMIT – Massachusetts Institute of Technology, prestižní americká univerzita v massachusettském Cambridge. Univerzita byla založena Williamem Bartonem Rogersem v roce 1861. Skládá se z pěti škol a jedné koleje. Přestože jde o soukromou univerzitu, je podporována i státem. Spravuje livingstonskou část detektoru LIGO.. Postavena jsou dvě velká zařízení vzdálená 3 200 km. Délka každého ramene je 4 km. První z nich se nachází v Hanfordu ve státě Washington a za jeho stavbu je zodpovědná univerzita CALTECH. Druhá stavba je v Livingstonu ve státě Luisiana a stavba proběhla pod patronátem university MIT. Dva interferometry se staví opět proto, aby mohla být detekce gravitačních vln potvrzena koincidencí ze dvou nezávislých zdrojů. Systém je doplněn ještě třetím dvoukilometrovým interferometrem v Hanfordu.

Parametry ramen interferometrůInterferometr – soustava dvou a nebo více antén či dalekohledů, ze kterých se signál z jediného zdroje přivádí do detektoru, kde interferuje (sčítají se amplitudy vln). Může jít také o jediný přístroj, v němž je paprsek rozdělen do více ramen. Jsou-li v detektoru vlny protifázi, může dojít k vyrušení výsledné vlny. V detektoru se zaznamenává intenzita vlny, která je kvadrátem amplitudy. Čím větší je základna interferometru, tím vyšší je jeho rozlišovací schopnost. jsou úctyhodné: délka každého ramene je 4 km, průměr 120 cm a pracovní tlak 1,3×10⁻⁶ Pa (10⁻⁹ torrů). Jde o jeden z největších vakuových systémů na světě s úctyhodným objemem 810 m³. Zdrojem paprsku o vlnové délce 1,06×10⁻⁶ m je desetiwattový Nd:YAGNd:YAG – druh laseru, ve kterém je jako aktivní prostředí použit krystal granátu Y₃Al₅O₁₂ dotovaný neodymem (Nd). Tento typ laseru se používá od roku 1964, typickou emisní čárou je vlnová délka 1064 nm. laserLASER – Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation, zesílení světla pomocí stimulované emise záření. Roku 1958 ukázal Charles Hard Townes spolu s Arthurem Leonardem Schawlowem, že je možné zkonstruovat podobné zařízení jako již existující MASER (pracuje v mikrovlnné oblasti) také pro světlo. První laser zkonstruoval Theodore Harold Maiman v roce 1960. Aktivním prostředím byly ionty chrómu v syntetickém rubínovém krystalu.. Přesnost měření polohy koncových testovacích tělísek je 10⁻¹⁸ m, teoretická relativní přesnost až h ~ 10⁻²². To je o šest řádů vyšší přesnost než u válců Josepha Webera. Frekvenční rozsah, ve kterém je zařízení citlivé činí 40÷2000 Hz a odpovídá většině očekávaných zdrojů gravitačních vln. Maximální citlivost systému je na frekvenci 150 Hz. První vědecká měření započala v roce 2002. V zařízení je částečně odstíněn tepelný šum a seismický hluk.

LIGO – Livingstone.

LIGO – Hanford

LIGO – Hanford. Jedno z ramen interferometru.

Na světě existují i další interferometrické detektory s nižší citlivostí (VIRGOVIRGO – největší evropský interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 3 km. Je umístěn u vesničky Cascina, 10 km od italské Pisy proslulé svou šikmou věží. Detektor byl uveden do provozu v roce 2007. Od roku 2010 do roku 2017 probíhala rekonstrukce, jejímž cílem bylo podstatné zvýšení citlivosti. První experimentální běh po rekonstrukci proběhl v srpnu 2017 (společné pozorování s americkým LIGO) a 14. srpna se podařilo zachytit první gravitační signál. Detektor Virgo je součástí observatoře EGO (European Gravitational Observatory). Pro přístroj po rekonstrukci se také často používá zkratka AdV (Advanced Virgo)., GEO 600GEO 600 – německo-anglický detektor gravitačních vln umístěný v blízkosti Hannoveru. Interferenční ramena mají délku 600 metrů, frekvenční rozsah je 50 Hz až 1,5 kHz. Detektor je v provozu od roku 2002., TAMATAMA – japonský detektor gravitačních vln. Jde o interferometrický detektor s délkou ramen 300 metrů, který je v provozu od roku 1999.) a připravuje se grandiózní projekt LISALISA – Laser Interferometry Satellite Antenna, společný projekt ESA a NASA tří sond obíhajících kolem Slunce. Jejich cílem mělo být interferometrické měření gravitačních vln. Ramena interferometru (vzájemná vzdálenost sond) měla být dlouhá pět milionů kilometrů. Realizace se postupně odsouvala, v roce 2011 NASA konstatovala, že projekt nemůže z finančních důvodů uskutečnit. ESA v projektu pokračovala pod názvem NGO (New Gravitational Observatory), v roce 2012 ale byla dána přednost jinému velkému projektu JUICE (mise k Jupiteru). Poté byl projekt vzkříšen pod názvem eLISA (evolved LISA) s rameny interferometru dlouhými „jen“ milion kilometrů. V roce 2017 se opětovně přepracovaný projekt dostal do výběru velkých (L3, Large) misí Evropské kosmické agentury pod původním názvem LISA. Finální délka ramen interferometru bude 2,5 milionu kilometrů. Start je plánován na rok 2034. umístěný ve vesmíru. Půjde o tři sondy tvořící interferometrický systém se vzdáleností ramen 5 000 000 km a relativní citlivostí h až 10^–24, který bude pracovat s frekvencemi od 10⁻⁴ Hz do 1 Hz a umožní tak  sledování supermasivních černých děr s nízkými frekvencemi gravitačních vln. Soustava těchto tří sond bude obíhat kolem SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×10⁶ km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×10⁶ km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×10⁶ K a zářivým výkonem 3,846×10²⁶ W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium. ve vzdálenosti 1 AUAU – astronomická jednotka (Astronomical Unit), původně střední vzdálenost Země od Slunce, v roce 2012 ji IAU definovala jako 149 597 870 700 m přesně a změnila zkratku z AU na au. Astronomická jednotka se používá především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě, pro přibližné odhady postačí hodnota 150 milionů kilometrů.. Start se předpokládá kolem roku 2015. U zařízení LISA je naděje pozorovat i reliktní gravitační záření z prvopočátků vesmíru a přímo z pozorování zjistit, jak vesmír vypadal v raných vývojových fázích.

Současný stav

Na zařízení LIGO proběhlo dosud pět měřících kampaní označovaných S1 až S5. První z nich (S1) se uskutečnila mezi 23. srpnem a 9. zářím 2002. Celkově byla vědecká data sbírána po 408 hodin. V tom samém období také pracoval německo-anglický interferometr GEO 600 s rameny dlouhými 600 metrů. Všechna velká zařízení pro vyhledávání gravitačních vln (LIGOLIGO – Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory, největší světový interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 4 km. Postaveny jsou dva velké detektory stejného typu, jeden v Livingstonu a druhý v Hanfordu (USA). Oba velké přístroje doplňuje dvoukilometrový interferometr v Hanfordu. Uvažuje se o stavbě dalšího stroje v Indii. Frekvenční rozsah detektoru je od 10 Hz do 10 kHz. Detektor byl uveden do provozu v roce 2002. Od roku 2010 do roku 2015 probíhala kompletní rekonstrukce, jejímž cílem bylo výrazné zvýšení citlivosti přístroje. První přímá detekce gravitačních vln se podařila 14. září 2015. Do konce roku 2021 bylo zachyceno 90 průkazných signálů., VIRGOVIRGO – největší evropský interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 3 km. Je umístěn u vesničky Cascina, 10 km od italské Pisy proslulé svou šikmou věží. Detektor byl uveden do provozu v roce 2007. Od roku 2010 do roku 2017 probíhala rekonstrukce, jejímž cílem bylo podstatné zvýšení citlivosti. První experimentální běh po rekonstrukci proběhl v srpnu 2017 (společné pozorování s americkým LIGO) a 14. srpna se podařilo zachytit první gravitační signál. Detektor Virgo je součástí observatoře EGO (European Gravitational Observatory). Pro přístroj po rekonstrukci se také často používá zkratka AdV (Advanced Virgo)., GEO 600GEO 600 – německo-anglický detektor gravitačních vln umístěný v blízkosti Hannoveru. Interferenční ramena mají délku 600 metrů, frekvenční rozsah je 50 Hz až 1,5 kHz. Detektor je v provozu od roku 2002., TAMATAMA – japonský detektor gravitačních vln. Jde o interferometrický detektor s délkou ramen 300 metrů, který je v provozu od roku 1999.) tvoří jednu obří celosvětovou síť vyhledávající koincidence na jednotlivých detektorech. Bohužel, zatím bez úspěchu. Poslední měřící kampaň na největším detektoru LIGO (S5) proběhla v období mezi 4. listopadem 2005 a 1. říjnem 2007. Citlivost detektorů LIGO je v jednotlivých kampaních odlišná, pohybuje se od 10^–17 do 10^–21, je frekvenčně závislá a pro některé frekvence dosahuje až teoretické limity 10^–22.

Citlivost LIGO při jednotlivých meřících kampaních. Vynesena je středovaná hodnota
obou modů gravitačních vln h = [∫(h₊² + h_ײ)dt]^1/2

To, že se přímo nepodařilo až do současnosti detekovat gravitační vlny, ještě nemusí znamenat nepřekonatelný problém. Stále může jít o výběrový efekt. Prostě v našem těsném okolí nedošlo k asymetrické explozi supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi. nebo k fúzi dvou neutronových hvězd či černých děr. Je však třeba přiznat, že fyzikální obec je stále nervóznější a nervóznější. Existence gravitačních vln plyne z obecné teorie relativity, která je základem současné teorie gravitace. Její elegantní konstrukce umožnila pochopení mnoha jevů, nicméně nejasnosti panují i nad zrychlenou expanzí vesmíru a s ní souvisící temnou energií. Pokud gravitační vlny existují, měl by je detekovat připravovaný experiment LISALISA – Laser Interferometry Satellite Antenna, společný projekt ESA a NASA tří sond obíhajících kolem Slunce. Jejich cílem mělo být interferometrické měření gravitačních vln. Ramena interferometru (vzájemná vzdálenost sond) měla být dlouhá pět milionů kilometrů. Realizace se postupně odsouvala, v roce 2011 NASA konstatovala, že projekt nemůže z finančních důvodů uskutečnit. ESA v projektu pokračovala pod názvem NGO (New Gravitational Observatory), v roce 2012 ale byla dána přednost jinému velkému projektu JUICE (mise k Jupiteru). Poté byl projekt vzkříšen pod názvem eLISA (evolved LISA) s rameny interferometru dlouhými „jen“ milion kilometrů. V roce 2017 se opětovně přepracovaný projekt dostal do výběru velkých (L3, Large) misí Evropské kosmické agentury pod původním názvem LISA. Finální délka ramen interferometru bude 2,5 milionu kilometrů. Start je plánován na rok 2034.. Nicméně objevují se i na první pohled fantastické teorie, že gravitační vlny jsou po svém vzniku absorbovány do dalších dimenzí našeho vesmíru, a nebo že vůbec neexistují. Většina fyziků však stále věří, že jejich detekce je jen otázkou času.

Zmiňme se ale o jednom zajímavém výsledku souvisícím s gama zábleskyGRB – Gamma Ray Bursts, záblesky gama. Náhlá vzplanutí různé povahy v oboru gama. Dnes je jasné, že bude existovat více mechanizmů vzplanutí gama, která jsou pozorována jak v kosmologických vzdálenostech, tak přímo v naší Galaxii. K zábleskům gama dochází přibližně jednou denně a mají trvání od několika milisekund po několik stovek sekund. Může jít o vznik černé díry, splynutí dvou neutronových hvězd, procesy v aktivních jádrech galaxií nebo o další, dosud neznámé mechanizmy.. Obecně se nyní soudí, že krátkodobé gama záblesky (do 2 ms) jsou způsobeny spojením dvou neutronových hvězd nebo černých děr a dlouhodobé gama záblesky (delší než 2 ms) jsou způsobeny explozí supernovy vedoucí ke vzniku černé díry. Oba dva mechanizmy vedou ve finále ke vzniku černé díry. Další druh gama záblesků označovaný SGRSGR – Soft Gama Repeater, zábleskové zdroje v měkkém gama oboru, jejichž původcem jsou magnetary. První SGR byl objeven v roce 1979, k identifikaci s magnetary došlo v roce 1998. má ve skutečnosti maximum většinou v rentgenovém oboru, jde o opakující se záblesky s nižší energií, které jsou způsobeny přepojením magnetických silokřivek v kůře magnetarů (viz AB 2005/21). Dne 1. února 2007 byl detekován družicemi Konus-Wind, INTEGRALINTEGRAL – INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory. Gama observatoř ESA o hmotnosti 4 tuny, navedená na oběžnou dráhu 17. 10. 2002 pomocí ruské nosné rakety Proton z kosmodromu Bajkonur. Na konci roku 2003 bylo rozhodnuto o prodloužení mise o čtyři roky (do roku 2008). V současné době je jasné, že by observatoř mohla vydržet i do období po roce 2020. Jde o dosud nejcitlivější přístroj v oblasti gama záření. INTEGRAL je evropská mise ve spolupráci s Ruskem a USA., MESSENGERMESSENGER – sonda NASA, která zkoumala planetu Merkur. Startovala v srpnu 2004, v letech 2006 a 2007 prolétla dvakrát kolem Venuše. Kolem Merkuru poprvé prolétla v lednu 2008. Další průlety proběhly v říjnu 2008 a září 2009. V březnu 2011 byla navedena na oběžnou dráhu kolem Merkuru a od té doby prováděla komplexní měření. Název sondy je zkratkou z anglického MErcury, Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging. Sonda ukončila svou činnost 30. dubna 2015 řízeným pádem na povrch planety. a SWIFTSWIFT – The Swift Gamma-Ray Burst Explorer. Gama observatoř NASA, která byla vynesena na nízkou oběžnou dráhu 20. 11. 2004 pomocí nosné rakety DELTA 7320. Družice je především určena pro pozorování záblesků gama. Řádově sekundy po detekci záblesku je schopna předat data o poloze po­zem­ským observatořím, které mohou zkoumat dosvit záblesku a hledat případný optický protějšek. Hlavní přístroj BAT (Burst Alert Telescope) v oboru 15÷150 keV je doplněn RTG dalekohledem XRT (X-Ray Telescope) v oboru 0,3÷10 keV a UV/V dalekohledem UVOT (UV/Optical Telescope) v oboru 170÷650 nm. gama záblesk GRB 070201. Tento gama záblesk má oproti jiným dvě „výsady“: 1) jeho poloha koinciduje s rameny Galaxie v Andromedě (M 31) a pokud k záblesku skutečně došlo v této galaxii, jde o zdroj velmi blízký. 2) záblesk nastal v pozorovacím okně S5 detektoru LIGOLIGO – Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory, největší světový interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 4 km. Postaveny jsou dva velké detektory stejného typu, jeden v Livingstonu a druhý v Hanfordu (USA). Oba velké přístroje doplňuje dvoukilometrový interferometr v Hanfordu. Uvažuje se o stavbě dalšího stroje v Indii. Frekvenční rozsah detektoru je od 10 Hz do 10 kHz. Detektor byl uveden do provozu v roce 2002. Od roku 2010 do roku 2015 probíhala kompletní rekonstrukce, jejímž cílem bylo výrazné zvýšení citlivosti přístroje. První přímá detekce gravitačních vln se podařila 14. září 2015. Do konce roku 2021 bylo zachyceno 90 průkazných signálů. a navíc v části oblohy, kterou je detektor schopen pozorovat. Záblesk trval přibližně 0,2 sekundy, šlo tedy o krátkodobý záblesk, který by měl být způsobený sloučením dvou neutronových hvězd nebo černých děr. Taková událost je doprovázena intenzivními gravitačními vlnami, které by vzhledem k blízkosti zdroje měly být detekovány. A výsledek? V období 180 sekund kolem pozorování gama záblesku byla shodou okolností nahrávána data soustavou interferometrů LIGO. Žádná gravitační vlna ale detekována nebyla. Detektory GEO 600GEO 600 – německo-anglický detektor gravitačních vln umístěný v blízkosti Hannoveru. Interferenční ramena mají délku 600 metrů, frekvenční rozsah je 50 Hz až 1,5 kHz. Detektor je v provozu od roku 2002. a VIRGOVIRGO – největší evropský interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 3 km. Je umístěn u vesničky Cascina, 10 km od italské Pisy proslulé svou šikmou věží. Detektor byl uveden do provozu v roce 2007. Od roku 2010 do roku 2017 probíhala rekonstrukce, jejímž cílem bylo podstatné zvýšení citlivosti. První experimentální běh po rekonstrukci proběhl v srpnu 2017 (společné pozorování s americkým LIGO) a 14. srpna se podařilo zachytit první gravitační signál. Detektor Virgo je součástí observatoře EGO (European Gravitational Observatory). Pro přístroj po rekonstrukci se také často používá zkratka AdV (Advanced Virgo). byly mimo provoz. Co to znamená? Pravděpodobně šlo o obří záblesk magnetaruMagnetar – neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 10¹² T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným přepojením magnetických siločar a záblesky v retgenovém a měkkém gama oboru. První projevy magnetaru byly detekovány v roce 1979 (opakované záblesky gama neboli SGR). První magnetar detekovala v roce 1998 Chryssa Kouveliotou z Marshallova kosmického letového centra v NASA. Výjimečně mohou opakující se záblesky přejít v jeden mohutný, neopakovatelný záblesk. způsobený katastrofickou rekonekcíRekonekce – přepojení magnetických siločar, při němž siločáry prudce změní svou dosavadní topologii do jiné, energeticky výhodnější podoby. Při tom dojde k uvolnění energie, která zahřeje okolní plazma. Někdy natolik, že plazma zazáří i v rentgenovém nebo v gama oboru. Na mikroskopické úrovni jsou za rekonekci zodpovědné pohybující se nabité částice, které generují nová magnetická pole skládající se s polem původním. magnetických silokřivek, tzv. opakovaný záblesk SGRSGR – Soft Gama Repeater, zábleskové zdroje v měkkém gama oboru, jejichž původcem jsou magnetary. První SGR byl objeven v roce 1979, k identifikaci s magnetary došlo v roce 1998.. Při této události se gravitační vlny nevyzařují. Pokud je uvedená hypotéza pravdivá, bylo by možné v blízkém okolí využívat detektory gravitačních vln k odlišení skutečných záblesků gama od opakovaných záblesků SGR způsobených magnetary.

V textu byly použity a aktualizovány některé části textů z článku autora Gravitační vlny, Astropis 1/2000.

Poloha gama záblesku GRB 070201 v galaxii M 31. Zdroj: IPN3.

Klip týdne: Gama záblesk – spojení dvou neutronových hvězd

Gama záblesk – spojení dvou neutronových hvězd. Jedním z uvažovaných mechanizmů vzniku gama záblesků je splynutí dvou neutronových hvězd. Jejich spojením vzniká černá díra. Tento proces doprovází krátký záblesk v oboru gama. Trvání tohoto druhu záblesků by mělo být řádově v milisekundách a měly by mít minimální optický dosvit. Patřit by mezi ně mohl například záblesk GRB 050509b z 9. května 2005, který byl pozorován gama observatoří SWIFT a následně dalšími dalekohledy včetně pozemských. Záblesk trval pouhých 30 milisekund a byl pozorován cca 5 minut dlouhý dosvit pouze v RTG oboru.Spojení dvou neutronových hvězd by mělo být také doprovázeno intenzivním vyzařováním gravitačních vln. (mpg, 3,6 MB)

Odkazy