Pohybuje-li se jakýkoliv hmotný objekt takovýmto prostorem, musí způsobit jeho vlnění. Analogicky si to lze představit jako člověka stojícího uprostřed trampolíny. Klidně stojící člověk vytvoří v trampolíně prohlubeň. Bude-li se však pohybovat, bude se trampolína chvět. Bude-li navíc tento pohyb pravidelný (např. výskoky), začnou se po povrchu trampolíny šířit vlny. Podobným způsobem vznikají i vlny gravitační. To, že hvězdy zakřivují prostoročas ve svém okolí, víme bezpečně z měření polohy hvězd v okolí Slunce při slunečních zatměních. Světelné paprsky od vzdálených hvězd po průchodu okolím Slunce již nejsou přímočaré, ale nepatrně zakřivené. V důsledku toho při slunečním zatmění naměříme odlišné polohy těchto hvězd.
Přestože o existenci gravitačních vln dnes již nikdo nepochybuje, stále se nám je ještě nepodařilo detekovat. Důvodem jsou nesmírně malé amplitudy těchto vln. Významným zdrojem gravitačních vln jsou dvojhvězdy, v nichž celkové rozložení hmoty osciluje s periodou rovnou době oběhu. Čím blíže jsou obě obíhající složky a čím jsou hmotnější, tím silnější jsou i generované vlny. Dalším zdrojem může být například výbuch supernovy, srážka dvou neutronových hvězd nebo splynutí černých děr.
První pokus o detekci gravitačních vln uskutečnil již v roce 1966 Joseph Weber z Marylandské university. Jeho velký hliněný válec se sice chvěl, ale později bylo jeho měření zpochybněno chybami měření, protože s citlivostí 10-16 nemohl, ani podle teoretických předpovědí velikosti vln (viz tab.), zachytit skutečné gravitační vlny. V současné době nejlepší citlivosti dosahuje americký detektor LIGO (Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory). Nejedná se již o mechanický detektor, ale jak prozrazuje i vlastní název, jde o obří interferometr. Citlivost LIGO se pohybuje okolo 10-21, podle teoretických předpovědí je tato citlivost již dostačující na detekci supernov a rotujících binárních systémů. V plánech NASA je i stavba interferometru přímo ve vesmíru tzv. LISA s citlivostí 10-24.
Nejsnáze (viz tab.) bychom měli detekovat gravitační vlnu pocházející od supernovy. Výbuch supernovy ale nelze předpovídat, a tak nám nezbývá, než si na nějaký příhodný výbuch počkat, ať už v naší Galaxii nebo v Magellanových oblacích, našich nejbližších galaktických sousedech. Proto se předpokládá, že první detekce gravitační vlny nebude od pocházet od výbuchu supernovy ale spíše od nějakého binárního pulsaru. Nejlepším kandidátem se zdá být pulsar RX J0806.3+1527.
RX J0806.3+1527 je binární systém skládající se ze dvou bílých trpaslíků vzdálených od sebe pouhých 80 000 km (vzdálenost Země-Měsíc 384 000 km). Přitom perioda oběhu je jen 5,4 minuty. Poslední pozorování družicí Chandra ukázala, že oběžná doba se neustále zkracuje, a to rychlostí 1,2 milisekundy za rok. Obě tělesa se k sobě po spirále přibližují a jejich vzájemná rychlost narůstá. Takovýto objekt je zcela jistě zdrojem gravitačních vln. Gravitační energie se vyzařuje na úkor orbitální energie systému což vede k jeho hroucení. Takto vyzařovaná energie by mohla být i 100x větší než energie vyzařovaná Sluncem. Přesto, že pulsar RX J0806.3+1527 je z dosud objevených pulsarů nejvydatnějším známým zdrojem gravitačních vln, nezaznamenaly dosud detektory žádnou gravitační vlnu. Nezbývá nám tedy nic jiného, než hledat nějaké další ještě těsnější pulsary nebo čekat až se bílí trpaslíci z pulsaru RX J0806.3+1527 dostanou natolik blízko k sobě, že vlny vyvolané touto soustavou budeme schopni pomocí současných detektorů zaznamenat.
Obrázky
Teoretické vlastnosti gravitačních vln od nejpravděpodobnějších zdrojů.