Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 6 – vyšlo 14. února, ročník 14 (2016) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

6/2016

Gravitační vlny byly konečně polapeny

Petr Kulhánek

Gravitační vlny jsou jemné záhyby v předivu časoprostoru, které mohou být generovány mnoha způsoby. K nejznámějším patří oběh dvou hvězd (nejsilnější signál dávají obíhající kompaktní objekty, jako jsou bílí trpaslíciBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 10³ kg cm^-3, maximální hmotnost 1,4 M_S. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×10³ kg cm⁻³. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 M_S., neutronové hvězdyNeutronová 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. či černé díryČerná 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.). Gravitační vlnyGravitační 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. by ale mělo generovat jakékoli rotující těleso s kvadrupólovou nesymetriíSymetrie kvadrupólová – rozložení hmoty, které má nižší symetrii než sférickou (rotující kulička) nebo dipólovou (tyčka rotující kolem podélné osy). Typickým případem kvadrupólové symetrie jsou dvě vzájemně se obíhající hvězdy.. Může jít také o nesymetrickou 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., splynutí dvou kompaktních objektů nebo stochastické vlny vznikající při inflační fáziInflace – 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. expanze vesmíru. Existenci gravitačních vln předpověděl na základě své 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. Albert Einstein před 100 lety a jejich hledání jsme věnovali velké množství bulletinů. Nakonec byl úspěšný americký detektor 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., o jehož rozsáhlé rekonstrukci jsme psali v AB 41/2015. Objev byl oznámen na slavnostní tiskové konferenci ve Washingtonu dne 11. února 2016.

Gravitační vlny jsou jemné záhyby časoprostoru šířící se rychlostí světla.
Zdroj: Pierre Binétruy, APC, Paris.

Obecná 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. 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. Symetrie kvadrupólová – rozložení hmoty, které má nižší symetrii než sférickou (rotující kulička) nebo dipólovou (tyčka rotující kolem podélné osy). Typickým případem kvadrupólové symetrie jsou dvě vzájemně se obíhající hvězdy.

LIGO

Detektor 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. je typický interferometrický detektor. Světlo generované 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. je rozděleno do dvou paprsků, které putují navzájem kolmými vakuovanými rameny k zavěšeným zrcadlům, od nichž se odrazí a v detektoru vytvoří interferenční obrazec. Z něho se dá vyčíst, zda se zrcadla zhoupla na gravitační vlně. Laser může mít výkon až 200 W, ramena jsou dlouhá 4 kilometry, koncová zrcadla mají průměr 34 centimetrů a každé z nich hmotnost 40 kilogramů. Detektory jsou postaveny dva, jeden v Hanfordu (stát Washington, spravuje 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.), druhý v Livingstonu (stát Lousiana, spravuje 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.). Jejich vzájemná vzdálenost je 3 000 km, což dobře umožňuje hledat koincidence signálu. Hlavním finančním mecenášem projektu je nadace NSFNSF – National Science Foundation. Nezávislá nadace vytvořená americkým kongresem v roce 1950. Jejím základním cílem je podpora vědy za účelem zlepšení prosperity, blaha a zdraví národa. Roční rozpočet je 5,5 miliardy USD.. Obdobné zařízení je v Itálii (Virgo), nicméně v době zachycení signálu nebylo v provozu. O rozsáhlé rekonstrukci detektorů LIGO a Virgo pojednává AB 41/2015, kde naleznete další podrobnosti o obou detektorech.

Animace znázorňuje princip interferometrického detektoru LIGO. Zhoupnutí koncových zrcadel se projeví na interferenčním obrazci v detektoru. Ve skutečnosti jsou v ramenech další polopropustná zrcadla, která vytvoří rezonanční dutinu, v niž se laserový paprsek  mnohokrát odráží. Zdroj: CalTech/LIGO. (mp4/h264, 12 MB)

Letecký pohled na centrální část detektoru LIGO (Hanford, 2008).
Zdroj: CalTech/LIGO.

Zachycený signál

Citlivost detektorů LIGO a Virgo je stále natolik malá, že není možná přímá detekce gravitačních vln generovaných blízkými dvojhvězdami. Přímá detekce gravitačních vln těmito detektory znamenala čekání na náhodu: asymetrickou explozi supernovy v naší Galaxii, splynutí neutronových hvězd nebo jiný katastrofický jev. Dne 14. září 2015 zachytily oba detektory LIGO podezřelý signál, jehož důkladná analýza trvala několik měsíců. Signál byl porovnáván s numerickými simulacemi různých zdrojů gravitačních vln. Nakonec bylo zjištěno, že se čekání na náhodu vrchovatě vyplatilo. Byl totiž polapen signál ze splynutí dvou černých děr. Každá z nich měla před splynutím hmotnost přibližně 30 Sluncí (29 M_S a 36 M_S). Nejistota určení hmotností je ±4 M_S. Hmotnost nově vzniklé černé díry není pouhým součtem hmotností původních černých děr. Je nižší, protože se na gravitační vlny přeměnila látka o hmotnosti rovné přibližně trojnásobku hmotnosti Slunce. Signál přišel ze vzdálenosti 1,3 miliardy světelných rokůl.y. – light year, světelný rok. Jde o vzdálenost, kterou ulétne světlo za rok: 9,46×10¹² km., tj. zhruba z oblasti vzdálené desetinu rozměrů pozorovatelného vesmíru. Směrová charakteristika není příliš přesná, existuje jen odhad oblasti, ve které k této mimořádné události došlo. Jde o jižní oblohu v oblasti Magellanových oblaků (ta jsou ale samozřejmě mnohem blíže).

Vizualizace sloučení dvou černých děr. Obíhající černé díry ztrácejí energii vyzařováním gravitačních vln. Ty jsou znázorněny jednak zprohýbanou plochou v okolí černých děr (říká se jí diagram vnoření), jednak signálem v dolní části videa. Povšimněte si, že při sloučení děr má signál výrazné maximum (proto mohl být zachycen) a po sloučení zcela mizí, neboť výsledná černá díra už nemá kvadrupólovou nesymetrii. Určitě stojí za to si tuto vizualizaci zobrazit na celou obrazovku. Zdroj: SXS projekt. (mp4/h264, 17 MB)

Zachycený signál. Celý impulz trval necelé tři desetiny sekundy (tak rychlá je závěrečná fáze splynutí černých děr). Maximum koresponduje s okamžikem splynutí obou objektů. Po splynutí signál zcela vymizí. Na grafu je dobře patrná shoda měřeného signálu z obou stanovišť (Hanford, Livingston). Signály nepřišly ovšem ve stejný okamžik, gravitační vlna se šíří rychlostí světla, proto čelo vlny dorazilo ke každému z detektorů v jiný okamžik (rozdíl byl 7 milisekund). Při přibližování obou složek narůstala frekvence z desítek hertzů na cca 300 hertzů v okamžiku splynutí děr. Dobře patrná je také shoda signálu s teoretickou předpovědí získanou z numerických simulací. Zdroj: LIGO.

Frekvenční analýza obou signálů. Na pozadí je barevně znázorněna frekvence v jednotlivých okamžicích. Ve chvíli sloučení obou objektů se frekvence generované gravitační vlny zvýší až na 500 Hz. Tomu odpovídá vlnová délka 600 kilometrů. Balík gravitačních vln byl zachycen detektorem se vzdáleností zrcadel necelých 6 kilometrů. Ideální by samozřejmě byla vzdálenost odpovídající vlnové délce, takový detektor je ale na zemském povrchu technicky nerealizovatelný. Zachycený signál je převeden na zvukový signál, který uslyšíte z reproduktorů. V okamžiku splynutí je frekvence „zvuku“ nejvyšší. (mp4/h264, 1,5 MB)

Odhad místa spojení černých děr určený ze zpoždění signálu z Livingstonu vůči signálu z Hanfordu a z geometrie obou zařízení. Odhad je značně nepřesný. Ke sloučení černých děr došlo na jižní obloze ve směru trpasličích souputníků naší Galaxie, kterým říkáme Magellanova oblaka. Zdroj: CalTech/LIGO.

Závěr

První přímá detekce gravitačních vln je jakýmsi fyzikálním svátkem, je to dlouho očekávaný okamžik, který doslova otevírá další okno do vesmíru. Už víme, že je možné procesy ve vesmíru pozorovat pomocí gravitačních vln. Možná jednou přijde i okamžik, kdy zachytíme reliktní gravitační vlny, posly z období úplného počátku vesmíru, a dozvíme se, jak vznikl vesmír. Letošní objev ale není pouhou detekcí gravitačních vln. Je prvním pozorováním splynutí černých děr a ukazuje, že naše představy o černých dírách jsou správné. Tyto objekty kolem sebe mohou obíhat. Při každém oběhu ztrácejí energii díky vyzařování gravitačních vln a nakonec splynou v jedno jediné těleso. Fyzika získává nástroj k výzkumu extrémních jevů a dostává se do zcela nové etapy poznávání vesmíru. Je symbolické, že se tak stalo právě sto let po předpovědi existence gravitačních vln.

Úspěšnou detekci gravitačních vln oznámil na tiskové konferenci ve Washingtonu
dne 11. února 2016 ředitel LIGO dr. David Reitze. Zdroj: CalTech/LIGO.

Po napsání

Splynutí černých děr je natolik výrazná událost, že se intenzivně hledají další průvodní jevy tohoto úkazu. V datech z rentgenové observatoře FermiFermi – americká gama observatoř, která se v roce 2008 stala následovníkem slavné gama observatoře Compton. Rozsah detekovaného záření: 10 až 300 GeV. Původně se tato observatoř jmenovala GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope), v srpnu 2008 byla přejmenována na Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST) podle významného italského kvantového fyzika. Observatoř je na nízké oběžné dráze s perigeem 536 km a apogeem 553 km. Na stavbě observatoře se kromě NASA také podílely CEA, DLR, ASI, JAXA a SNSB. Mise byla několikrát prodloužena, observatoř je stále funkční (2024). byl nalezen v čase 0,4 s po detekci gravitační vlny slabý přechodný zdroj tvrdého rentgenového záření, jehož energie byla nad 50 keV (vlnová délka 0,02 nm). Slabý záblesk trval 1 sekundu a jeho poloha zhruba souhlasí s odhadem místa spojení černých děr [6]. Pokud spolu obě události opravdu souvisí, zpřesní se určení polohy z 600 čtverečních stupňů na 200 čtverečních stupňů. Současně se hledají také neutrina doprovázející událost v datech z antarktického detektoru IceCube, zatím ale neúspěšně.

Odkazy