| |||
|
Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. | |||
|
LISA je mrtvá, eLISA skomírá, naděje umírá?
Petr Kulhánek
Po mnoho let vkládali fyzikové a astronomové velké naděje do společného projektu ESAESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 18 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky jsou v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1964 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane. Česká republika vstoupila do ESA v listopadu 2008. a NASANASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, byl založen prezidentem Eisenhowerem 29. července 1958. Jde o instituci zodpovědnou za kosmický program USA a dlouhodobý civilní i vojenský výzkum vesmíru. K nejznámějším projektům patří mise Apollo, která v roce 1969 vyvrcholila přistáním člověka na Měsíci, mise Pioneer, Voyager, Mars Global Surveyor a dlouhá řada dalších. pod názvem 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.. Mělo jít o trojici identických sond obíhajících Slunce na samostatné dráze. Sondy ve formaci rovnostranného trojúhelníku o straně 5 milionů kilometrů měly tvořit obří interferometr. Vzájemné měření polohy laserovým svazkem by umožnilo detekci gravitačních vln s bezprecedentní přesností. LISA měla spolehlivě nalézt gravitační vlny nejen od běžných zdrojů (například dvojic kompaktních objektů), ale byla veliká naděje, že nalezne i reliktní gravitační vlny formované v prvních okamžicích existence vesmíru a zlepší naše znalosti o jeho vzniku. Projekt byl z důvodu finančních problémů americké strany neustále odkládán, v roce 2011 z něho USA zcela odstoupily. Evropská kosmická agentura projekt přesto na svém zasedání v Paříži dne 3. února 2011 zařadila do plánu pro léta 2015 až 2025, a to jako projekt s vysokou prioritou. Publikum v sále reagovalo bouřlivým potleskem, bohužel předčasně. Projekt pod taktovkou ESA získal oficiální název NGO (New Gravitational wave Observatory, Nová gravitační observatoř), neformální název je eLISA (evolved Laser Interferometer Space Antenna). Projekt poněkud zeštíhlel, k hlavním změnám patří: 1) zkrácení ramen interferometru na 1 milion kilometrů; 2) sondy nebudou rovnocenné, formace bude mít tvar písmene V, ve vrcholu bude mateřská sonda, na koncích ramen dceřiné sondy; 3) nebude probíhat kontinuální měření polarizace gravitačních vln. Cílem všech změn bylo takové snížení ceny projektu, aby byl uskutečnitelný jen v režii ESA a současně bylo možné provést většinu klíčových měření. V květnu 2012 měla ESA vybrat jeden ze tří velkých projektů k realizaci. O přízeň osudu soutěžily NGO, JUICE (veliká evropská mise k Jupiteru) a ATHENA (observatoř pro astrofyziku vysokých energií). Vědecký programový výbor ESA nakonec vybral k realizaci projekt JUICE. Realizace NGO do roku 2025 je již málo pravděpodobná, nicméně práce nebyly zastaveny a pokračují. Jistá naděje tak stále zůstává. ESA totiž zatím nezastavila misi LISA Pathfinder, která má odstartovat v roce 2015 a prozkoumat základní principy měření polohy volně gravitujícího tělesa. Dvě testovací krychličky ze slitiny zlata a platiny o hraně 4,6 cm se budou při oběhu Slunce volně vznášet ve vzájemné vzdálenosti 35 cm. Pokud bude vše fungovat, měla by u stále plánované observatoře NGO vzrůst vzdálenost testovacích tělísek na milion kilometrů.
Původní představa projektu LISA. Mezi sondami měla být vzdálenost 5×106 kilometrů.
|
Gravitační interakce – interakce působící na všechny částice bez výjimky. Má nekonečný dosah a její intenzita ubývá s kvadrátem vzdálenosti. Současnou teorií gravitace je obecná relativita publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Podle této teorie kolem sebe každé těleso zakřivuje prostor a čas a v tomto pokřiveném světě se tělesa pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Obecná relativita předpověděla řadu jevů, které z Newtonovy teorie gravitace nevyplývají. Gravitační 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. 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. |
Gravitační vlny
Existenci gravitačních vln předpověděl Albert Einstein již v roce 1916. Jde o periodické zakřivení prostoru a času, které se šíří od svého zdroje, podobně jako například vlna zvuková nebo elektromagnetická. Je zde ale mnoho odlišností. 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 směrech, 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. Nelekejte se slova kvadrupól. Nejde o nic jiného než 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 (rozložení látky není symetrické vzhledem k rotační ose) a může generovat gravitační vlny. Intenzita vln ubývá, obdobně jako u jiných druhů vlnění, s kvadrátem vzdálenosti od zdroje.
Numerická simulace gravitačních vln, které by měly
vzniknout při spojení dvou
černých děr. Zdroj: MPI for Gravitational Physics/W.Benger-ZIB.
Nejjednodušším zdrojem gravitačních vln ve vesmíru může být dvojice neutronových hvězdNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 MS (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. rotujících kolem společného těžiště. Aby měly gravitační vlny velkou intenzitu, je nutné aby obě hvězdy značně zakřivovaly prostoročas a byly dostatečně blízko. 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. Právě tento mechanizmus vedl k nepřímému potvrzení existence gravitačních vln u podvojné neutronové hvězdy PSR 1913+16, která byla objevena v souhvězdí Orla v roce 1974 na obřím radioteleskopu 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.. Jedna ze složek je pulzaremPulzar – 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. s periodou 59 ms. Soustava je vynikající relativistickou laboratoří, na které lze ověřovat efekty obecné relativity. V prostoru mezi složkami není žádný rozházený materiál, který by komplikoval interpretaci měřených veličin. Russel Hulse (*1950) a Joseph Taylor (*1941) obdrželi v roce 1993 Nobelovu cenu za fyziku za výzkum tohoto unikátního systému, především za objev zkracování periody odpovídající vyzařování gravitačních vln.
| Základní parametry podvojného systému PSR 1913+16 | |
|---|---|
| orbitální perioda | 7h 45 min |
| zkracování orbitální periody | 76 μs/rok |
| perioda pulzaru | 59 ms |
| hmotnost první složky | 1,44 MS |
| hmotnost druhé složky | 1,39 MS |
| vzdálenost složek | 700 000 km |
Trocha historie
První známé pokusy detekce gravitačních vln pochází od Josepha Webera. O detekci se pokoušel pomocí dvou velkých hliníkových válců o hmotnosti 4 tuny, které sloužily jako rezonátory s vlastní frekvencí 1 660 Hz. Zařízení bohužel nebylo pro detekci gravitačních vln dostatečně citlivé. Současné systémy využívají měření polohy referenčního tělesa pomocí laserové interferometrie. Největší observatoř 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. má délku ramen 4 km, evropské 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). má délku ramen 3 km. Oba přístroje jsou na hranici citlivosti nutné pro detekci gravitačních vln a spoléhají víceméně na náhodu – například asymetrickou explozi supernovy v relativní blízkosti. Je jasné, že k systematickému výzkumu gravitačních vln je zapotřebí mnohem citlivější interferometr s podstatně delšími rameny. Takové zařízení je ale možné postavit jedině ve vesmíru. Tím by se otevřela zcela nová možnost výzkumu vesmíru opírající se o sledování jemných vibrací samotného tkaniva prostoročasu. Možnosti takového přístupu jsou obrovské a nelze je v současné chvíli zcela docenit.
Historicky první detektor gravitačních vln – Weberův hliníkový válec s piezoelektrickýmPiezoelektrický jev – vznik napětí při deformaci určitých druhů krystalů. Piezoelektrický jev se využívá ke konstrukci různých snímačů vibrací. V domácnosti ho známe z piezoelektrického zapalovače plynu, ve kterém deformace krystalu způsobí přeskočení elektrické jiskry. senzorem vibrací. Válce byly zkonstruovány dva, jeden byl umístěn na Univerzitě v Marylandu v blízkosti Washingtonu, D. C. a druhý v Argonne National Laboratory v blízkosti Chicaga. Vzdálenost válců byla asi 1 000 km.
Už v 80. letech 20. století se uvažovali na Univerzitě v Coloradu a v Americkém národním úřadu pro standardy a technologie NIST o vypuštění trojice volně gravitujících sond na samostatné dráze kolem Slunce, na kterých by bylo testováno laserové zaměřování a hledány gravitační vlny. Projekt dostal název LAGOS (Laser Antenna for Gravitational-radiation Observation in Space) a v 90. letech vyústil v plán společné mise ESA a NASA pod názvem LISA (Laser Interferometer Space Antenna). Podle původního plánu mělo jít o šestici sond, v letech 1996 až 1997 byl počet zredukován na tři stejné sondy letící ve formaci rovnostranného trojúhelníku se stranou 5 milionů kilometrů. V této podobě přetrval projekt 15 let, v průběhu kterých byla jeho realizace neustále odkládána. V letech 2011 až 2012 se zrodil evropský následovník projektu, gravitační observatoř NGO. Jak jsme se již zmínili, je osud této observatoře také nejistý, ale naděje zatím přetrvává.
NGO
Nová gravitační observatoř NGO, přesněji Nová observatoř pro sledování gravitačních vln, je samostatným projektem Evropské kosmické agentury. Trojice sond bude obíhat na samostatné dráze kolem Slunce, jednotlivé sondy by od sebe měly být vzdálené 1 milion kilometrů. Formace bude mít tvar písmene V, v jehož vrcholu bude mateřská sonda o celkové hmotnosti 1 703 kilogramů (včetně paliva). Ve zbývajících vrcholech trojúhelníku budou dceřiné sondy o celkové hmotnosti 3 585 kg. Vypuštění trojice bude probíhat nadvakrát, při prvním startu bude vynesena mateřská sonda, při druhém obě dceřiné sondy. Formace bude obíhat kolem Slunce 20° za Zemí, rovina trojúhelníku, v jehož vrcholech budou sondy, bude skloněna k ekliptice 60°. Vzdálenost mezi sondami (milion kilometrů) bude udržována s přesností menší než 1 %. Jako testovací tělesa poslouží krychličky ze slitiny zlataZlato – aurum, chemicky odolný, velmi dobře tepelně i elektricky vodivý, ale poměrně měkký drahý kov žluté barvy. Již od dávnověku byl používán pro výrobu dekorativních předmětů, šperků a jako měnová záruka při emisích bankovek. V současné době je navíc důležitým materiálem v elektronice, kde je ceněna jeho vynikající elektrická vodivost a odolnost proti korozi. V přírodě se vyskytuje zejména ryzí. a platinyPlatina – velmi těžký a chemicky mimořádně odolný drahý kov stříbřitě bílé barvy. Jako doba objevení platiny je obvykle označován rok 1735. Ušlechtilý, odolný, kujný a tažný kov, elektricky i tepelně středně dobře vodivý. V přírodě se vyskytuje zejména ryzí. Využití má v elektrotechnickém průmyslu a šperkařství. (73:27) o hraně 4,3 cm. Tyto volně gravitující krychličky budou sledovány laseremLASER – 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. s vlnovou délkou 1 064 nm a výkonem 2 W. Dva lasery budou na mateřské sondě (musí zaměřovat tělesa na obou zbývajících sondách), po jednom na dceřiných sondách (budou zaměřovat testovací těleso na mateřské sondě). Na mateřské sondě budou ke sledování namontovány dva dalekohledy o průměru 20 cm a na dceřiných po jednom. Asymetrické uspořádání zlevní projekt, neboť z šesti laserových zaměřování testovacích těles zůstanou jen 4. To ovšem znemožní trvalé měření polarizace gravitačních vln, polarizaci bude možné určit jen nepřímo z tvaru trajektorie na oběžné dráze. Počítá se s tím, že mateřská sonda bude mít příkon 638 wattů a každá z dceřiných sond spotřebuje 548 wattů.
Nová gravitační observatoř se měla stát jedním z nejvýznamnějších projektů ESA.
Vliv obou polarizací gravitační vlny na ramena interferometru. Zdroj ESA.
| NGO | LISA |
|---|---|
| Formace trojúhelníku s jednou mateřskou a dvěma dceřinými sondami | Formace trojúhelníku se třemi identickými sondami |
| Vzdálenost sond 106 km | Vzdálenost sond 5×106 km |
| Jednoduchý Michelsonův interferometr (4 základny) | Mnoho konfigurací interferometrů, až 6 základen |
| Přímé měření amplitudy | Přímé měření amplitudy |
| Nepřímé měření polarizace z tvaru dráhy | Přímé a trvalé měření polarizace |
| Doba provozu: 2 roky, možné prodloužení na 5 let |
Doba provozu: 5 let, možné prodloužení na 10 let |
Závěr
Podle předpokladů by observatoř NGO měla být citlivá na gravitační vlny v rozsahu od 0,1 mHz do 1 Hz. Přesnost určení polohy volně gravitujícího testovacího tělesa je v pikometrech. K hlavním cílům gravitační observatoře NGO patří pořízení mapy kompaktních dvojhvězd v Galaxii, sledování vzniku růstu a spojování obřích černých děr, sledování dynamiky našeho galaktického jádra, v jehož centru sídlí černá díra o hmotnosti 4 miliony Sluncí, ověřování obecné relativity a kosmologický výzkum. Při dané citlivosti by mělo být možné pozorovat 10 až 100 splynutí černých děr ročně a nalézt přibližně 3 000 kompaktních dvojhvězd v naší Galaxii (z celkového počtu 30 milionů). Při troše štěstí má observatoř NGO šanci zachytit reliktní vlny z období počátku Velkého třesku a ověřit a doplnit tak naše představy o vzniku vesmíru. Vznešené cíle smělého projektu poněkud hatí nedostatek peněz. Americká NASA od projektu zcela ustoupila. Evropská ESA si finančně může v nadcházejícím období (2015 až 2025) dovolit jeden velký projekt. Přednost dostala ambiciózní mise JUICE k JupiteruJupiter – největší a nejhmotnější (1,9×1027 kg) planeta Sluneční soustavy má plynokapalný charakter a chemické složení podobné Slunci. Se svými mnoha měsíci se Jupiter podobá jakési „sluneční soustavě“ v malém. Jupiter má, stejně jako všechny obří planety, soustavu prstenců. Rychlá rotace Jupiteru (s periodou 10 hodin) způsobuje vydouvání rovníkových vrstev a vznik pestře zbarvených pásů. Charakteristickým útvarem Jupiterovy atmosféry je Velká rudá skvrna, která je pozorována po několik století. Atmosféra obsahuje kromě vodíku a helia také metan, amoniak a vodní páry. Teplota pod oblaky směrem ke středu roste. Na vrcholcích mraků je −160 °C, o 60 km hlouběji je přibližně stejná teplota jako na Zemi. Proudy tekoucí v nitru (v kovovém vodíku) vytvářejí kolem Jupiteru silné dipólové magnetické pole., nicméně práce na vývoji gravitační observatoře NGO se nezastavily a pokračují dále. V roce 2015 by měla vyletět menší sonda LISA Pathfinder, která má za úkol ověřit koncept volně gravitujících testovacích těles. Ta budou identická s observatoří NGO, ale budou jen dvě, a to volně gravitující na oběžné dráze kolem Slunce ve vzájemné vzdálenosti pouhých 35 centimetrů. Na ověření správnosti principu to postačí. Doufejme, že NGO se dostane do vesmíru v dalším období, tedy po roce 2025 a konečně se nám naskytne pohled na rozvlněný prostoročas. Otevře se nám okno, ve kterém spatříme zcela nové, dosud neviděné jevy a možná zachytíme i reliktní gravitační vlny, které doprovázely samotný vznik vesmíru.
Šestiúhelníková observatoř NGO (vpravo nahoře) po oddělení od pohonného stupně.
Upevnění dvojice dalekohledů v mateřské sondě NGO. Zdroj: ESA.
Odkazy
