Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 41 – vyšlo 20. listopadu, ročník 13 (2015) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

41/2015

LIGO a Virgo v novém kabátě

Petr Kulhánek

Od prvních pokusů o zachycení 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., jemných záhybů časoprostoru šířících se vesmírnou prázdnotou rychlostí světla, už uplynulo přes půl století. Přímá detekce, tedy přistižení tělesa, jak se pohupuje na gravitační vlně, zatím schází. Současné interferometrické systémy 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 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). prošly v posledních letech důkladnou rekonstrukcí, při které se zvýšila jejich citlivost natolik, že by snad mohly gravitační vlny zachytit. Jsou naděje vkládané do těchto detektorů oprávněné? To ukáží nejbližší roky. Detektory LIGO a Virgo by měly společně hledat pohupování zrcadel na předivu časoprostoru už od příštího roku.

Trubice látky pohupující se na procházející gravitační vlně. Zdroj: ESA.

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. 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).

Gravitační vlny

Existence gravitačních vln vyplývá z obecné teorie relativity. Nejde o vlnění hmotného prostředí, jak je tomu například u zvukových vln, ale o rozvlnění samotného časoprostoru. Základní podmínkou vzniku gravitačních vln je kvadrupólová nesymetrie pohybujících se objektů. Nemůže jít o rotující kuličku (sférická symetrie) nebo tyčku otáčející se kolem podélné osy (dipólová symetrie). Pohybující se objekt musí mít složitější rozložení hmoty. Typickým příkladem, který by měl vést na genezi gravitačních vln, je vzájemně se obíhající dvojice hvězd. Gravitační vlny by ale měly vznikat i při nesymetrických explozích supernovSupernova – 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., při spojení černých děrČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v zá­vě­reč­ných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují. nebo při inflaci vesmíruInflace – prudké (exponenciální) zvětšení rozměrů raného vesmíru. Zpravidla se dává do souvislosti s oddělením silné interakce v čase 10⁻³⁵ s od hypotetické nuly dané zpětnou extrapolací expanze. V průběhu inflace dojde k zvýšení entropie faktorem 10⁹⁰ až 10¹²⁰ a k zvětšení rozměrů faktorem 10³⁰ až 10⁵⁰. Uvolněná energie je minimálně 10⁶⁰ GeV, způsobí opětovné ohřátí vesmíru a vznik stochastických reliktních gravitačních vln. Některé modely kladou inflaci do ještě ranějších fází vývoje vesmíru. Pokud ale inflace existovala, je ona samotná skutečnou časovou nulou, skutečným počátkem našeho vesmíru., kdy uvolněná energie způsobí chaotické rozvlnění časoprostoru.

Gravitační vlny mají dvě nezávislé polarizace skloněné pod úhlem 45° (u elektromagnetických vln jsou také dvě nezávislé polarizace kmitů, ale ty svírají úhel 90°) Gravitační vlny by se měly šířit, obdobně jako vlny elektromagnetické, rychlostí světla. Jejich zachycení je obtížné, protože se blízká tělesa na vlně pohupují podobným způsobem a jejich vzájemná poloha se příliš nemění. U elektromagnetické vlny je tomu zcela jinak: kladně a záporně nabité částice se pohybují opačným směrem, navíc oproti okolí, a detekce jejich pohybu je velmi snadná. K detekci gravitačních vln velkých vlnových délek jsou proto potřebné detektory velkých rozměrů. Podrobněji se o vlastnostech gravitačních vln můžete dočíst v AB 13/2014.

Spektrum gravitačních vln, jejich zdroje a možné detektory. Zdroj: NASA GSFC.

První pokusy

O první detekci gravitačních vln se pokusil americký fyzik Joseph Weber (1919–2000). Gravitační vlny se pokoušel chytat v 60. letech 20. století za pomoci hliníkových rezonančních válců. Hmotnost válců byla 1,5 tuny a rezonanční frekvence přibližně 1,5 kHz. Weber předpokládal, že se válec při průchodu gravitační vlny rozkmitá a tyto kmity bude detekovat piezoelektrickým snímačem na boku válce. Provozoval vždy dva válce současně (v Marylandu a Aragonu) ve vzdálenosti přibližně 1 000 kilometrů a hledal koincidence kmitů. V průběhu 60. let vyrobil větší množství těchto válců, ale jeho zařízení bylo příliš slabé na to, aby vlny detekovalo. Zachycený signál byl jiného původu. Weber byl také autorem menšího gravitačního experimentu, který dopravilo na povrch Měsíce Apollo 17.

Jeden z Weberových válců. V levé části je patrný úchyt pro piezoelektrický snímač..
Zdroj: ILBE.

K první úspěšné detekci gravitačních vln, byť nepřímé, došlo až při systematickém pozorování 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. PSR 1913+16 radioteleskopem 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.. Ve skutečnosti je název poněkud matoucí, pulzarem je jen jedna z neutronových hvězd tvořících podvojný systém. Zkracování periody vzájemného oběhu neutronových hvězd odpovídalo velmi přesně úniku energie ze systému spojeného s genezí gravitačních vln. Obě neutronové hvězdy se při každém oběhu k sobě přiblíží zhruba o tři  milimetry a jejich oběžná doba 7h:45 minut se zkrátí za rok cca o 76 mikrosekund. Za systematický průzkum tohoto podvojného pulzaru obdrželi Nobelovu cenu za fyziku Russel Hulse (1950) a Joseph Taylor (1941) v roce 1993. Hmotnosti složek systému jsou přibližně 1,4 hmotnosti sluneční a vzájemná vzdálenost je pouhých 700 000 km (přibližně poloměr Slunce). Dvojice neutronových hvězd je ideální relativistickou laboratoří, v níž je možné zkoumat různé jevy obecné relativity. Dnes známe další podvojné systémy s ještě lepšími parametry. Detekce unikajících gravitačních vln je považována za zcela průkaznou, ale je třeba zdůraznit, že jde jen o detekci nepřímou.

Periodické zakřivení časoprostoru v okolí dvojice neutronových hvězd,
z nichž jedna je pulzarem. Zdroj: John Rowe.

Měření posuvu doby průchodu pericentrem u PSR 1913+16. Za jednu otočku se dvojjice neutronových hvězd přiblíží o tři milimetry, za rok se perioda zkrátí přibližně o 76 mikrosekund. Doba průchodu pericentrem se posouvá o cca sekundu za rok. Zdroj: Arecibo.

Interferometrické detektory

V roce 1991 byl v americké Pasadeně zprovozněn první funkční interferometrický detektorInterferometr – 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. MARK II s délkou ramen „pouhých“ 40 metrů. Do nového konceptu detektoru se vkládaly veliké naděje. Zdrojem světla je laser, jehož paprsek je rozdělen do dvou ramen. Na koncích ramen je testovací hmotnost reprezentována zavěšeným zrcadlem. Paprsky z obou ramen interferují v detektoru a z posunu interferenčních proužků lze rozpoznat průchod gravitační vlny. V dnešních systémech se délka ramen, a tím přesnost detekce koncového zrcadla, uměle zvětšuje rezonanční dutinou tvořenou koncovým a jedním polopropustným zrcadlem, kde dochází k mnohanásobnému odrazu svazku.

Princip interferometrické detekce gravitačních vln. Laserový paprsek je rozdělen do dvou kolmých ramen za pomoci polopropustného zrcadla, které slouží jako dělič paprsku. Základní testovací hmotnosti jsou na koncích ramen. Ramena jsou uměle prodloužena rezonančními dutinami, do kterých paprsky vstupují dalšími polopropustnými zrcadly (jde o tzv. Fabryho-Perotovu rezonanční dutinu). Zdroj: LIGO.

K největším systémům tohoto typu dnes patří americké 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. (dva přístroje s délkou ramen 4 km a jeden s délkou ramen 2 km) a 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). (jeden přístroj s délkou ramen 3 km). Ani jeden z těchto špičkových interferometrů za mnoho let činnosti bohužel gravitační vlny nedetekoval. Proto v posledních několika letech prošly rozsáhlými upgrady a nyní budou schopny detekovat gravitační vlny s mnohem vyšší citlivostí. LIGO a Virgo mají v současnosti společné měřící kampaně (přidává se k nim ještě menší německý detektor GEO-HF), a tvoří tak celosvětovou síť gravitačních observatoří. Po rekonstrukci byly tyto stroje přejmenovány na Advanced LIGO (aLIGO) a Advanced Virgo (AdV). Rekonstrukce observatoře LIGO trvala pět let. Komplet byla vyměněna optika, přibylo další zrcadlo, laser zvýšil výkon z 10 W na 200 W, k razantní změně došlo i v konstrukci testovacích hmotností (zrcadel): průměr se zvýšil z 25 cm na 34 cm a hmotnost z 11 kg na 40 kg. Díky novým zrcadlům by se měl podstatně snížit šum systému. Kompletní výměnu také prodělala čtecí a kontrolní zařízení. Nahrazeno bylo i stínění tlumící zemětřesné projevy s doprovodnou hydraulikou, práh citlivosti na pohyby v zemské kůře poklesl z 40 Hz na 10 Hz. Celkový frekvenční rozsah přístroje se změnil z 40÷2 000 Hz na 10÷10 000 Hz. Z optického hlediska jde o Michelsonův interferometr s Fabryho-Perotovou rezonanční dutinou v každém rameni. Advanced LIGO je plně funkční od září 2015 a podle odhadů by mělo mít minimálně dvakrát vyšší citlivost než původní systém.

Upgrade detektoru Virgo je obdobný. Nový laser má výkon zatím „jen“ 60 W, v roce 2018 se počítá s výměnou za laser s výkonem 200 W. Hmotnost zrcadel stoupla z 21 kg na 42 kg, zvětšil se i jejich průměr. Vakuový systém byl doplněn na koncích ramen o kryolapače, předpokládá se, že se tlak stonásobně sníží. Upgrade by měl být dokončen v roce 2015 a se zapojením do experimentů se počítá od roku 2016. Webové stránky projektu mají stejné problémy jako v minulosti – nejsou aktualizované a mnohé odkazy nikam nevedou. Parametry upgradovaného přístroje je proto možné zjistit jen ze sekundárních zdrojů a konferenčních vystoupení. Pojmenování Virgo dnes slouží jen pro vlastní gravitační anténu, celá observatoř se nazývá EGO (European Gravitational Observatory).

Citlivost Advanced LIGO a Advanced Virgio (nahoře) oproti původním přístrojům LIGO a Virgo (dole). Již při prvních testech (modrá oblast) se počítá s prolomením hranice citlivosti 10^–23 v okolí frekvence 100 Hz. Toto číslo vlastně určuje odchylku metriky od plochého časoprostoru. Zdroj: LIGO/Virgo.

Část vakuového systému detektoru Advanced Virgo. Vakuový systém byl kompletně rekonstruován a doplněn dalšími prvky, které umožní dosáhnout v ramenech cílového tlaku 10⁻⁹ mbar. Zdroj: AdV/EGO.

Zrcadla v interferometrických detektorech gravitačních vln. Nalevo je hlavní testovací hmotnost detektoru Advanced LIGO (Livingstone). Napravo je dělič laserového svazku (polopropustné zrcadlo) detektoru Advanced Virgo. Zdroj: aLIGO/AdV.

Expedice sdružení Aldebaran u detektoru Virgo v roce 2010.

Závěr

Rozsáhlé rekonstrukce detektorů LIGO a Virgo znamenají podstatné zvýšení šance pro detekci gravitačních vln. Optimisté jásají, pesimisté tvrdí, že ani současné zvýšení citlivosti nebude pro přímou detekci gravitačních vln dostatečné. Podstatnější zvýšení citlivosti by znamenalo výrazně zvětšit rozměry interferometrů. A takové stroje se už prostě na naši Zemi nevejdou. Evropská kosmická agentura chce vyslat do vesmíru interferometr eLISA s obřími rameny – půjde o tři sondy svítící na sebe vzájemně lasery ze vzdálenosti několika milionů kilometrů. Start je plánovaný na rok 2032. Za detektor gravitačních vln je ale možné využít celou naši Galaxii. V ní se nachází pulzaryPulzar – 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. tvořící rozlehlou síť velmi kvalitních časových standardů, na jejichž signálu by mohlo být patrné jemné pohupování času způsobené průchodem gravitační vlny. Není ani vyloučeno, že se jednou podaří najít specifický otisk reliktních gravitačních vln v polarizaci reliktního zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí).. V takovém případě by za detektor gravitačních vln posloužil celý viditelný vesmír. O těchto i dalších projektech si povíme za týden ve volném pokračování tohoto bulletinu.

Pokračování za týden

Odkazy