V poslední době si často fyzikové kladou otázku: Jak je to s gravitačními vlnami? Existují vůbec? Špičkové experimenty, jako je LIGO, VIRGO, GEO 600 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.
|
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 zhruba 1 kHz. LIGO – Laser Interferometry Gravitation 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. Frekvenční rozsah detektoru je 40 Hz až 2 kHz. Detektor byl uveden do provozu v roce 2002. 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. 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 Antena, budoucí projekt NASA tří sond obíhajících kolem Slunce. Vzájemná vzdálenost sond bude 5 000 000 km a budou tvořit obří interferometr pro zjišťování gravitačních vln. Realizace se předpokládá v roce 2015. |
Existenci gravitačních vln 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 spinem (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 hvězd.
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. 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 hliníku, 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 Arecibu podvojný pulzar 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 Slunce (1,44 MS a 1,39 MS). 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 relativitou. Například stáčení periastra soustavy činí 4° za rok (připomeňme, že stejný jev způsobuje stáčení dráhy Merkuru o pouhých 43″ za století). Z dalších naměřených jevů upozorněme alespoň na relativistický Dopplerův jev, červený gravitační posuv, dilataci času způsobenou vzájemným oběhem a stáčení světelných paprsků.
Nejznámějším se ale stal objev zkracování periody odpovídající vyzařování gravitačních vln. Oběžná perioda podvojného pulzaru 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 relativity.
 |
| 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 laserové interferometrii. 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 interferometr LIGO. Projekt vznikl ve spolupráci univerzit CALTECH a MIT. 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 interferometrů 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:YAG laser. 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 (VIRGO, GEO 600, TAMA) a připravuje se grandiózní projekt LISA 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 Slunce ve vzdálenosti 1 AU. 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 (LIGO, VIRGO, GEO 600, TAMA) 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×2)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 supernovy 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 LISA. 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 záblesky. 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 SGR 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, INTEGRAL, MESSENGER a SWIFT 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 LIGO 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 600 a VIRGO byly mimo provoz. Co to znamená? Pravděpodobně šlo o obří záblesk magnetaru způsobený katastrofickou rekonekcí magnetických silokřivek, tzv. opakovaný záblesk SGR. 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. |
Spin – 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.
Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než cca 3 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 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.
Pulzar – 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.
Arecibo – 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.
Obecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1916. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svojí přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách.
Pericentrum – 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 hvězdu periastrum.
Dopplerův 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 ČVUT v Praze.
Červený gravitační posuv – závislost frekvence fotonů na vzdálenosti od tělesa. 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.
Interferometr – soustava dvou a nebo více antén, ze kterých se signál přivádí do jednoho místa, kde interferuje (sčítají se amplitudy vln). Jsou-li v protifázi, může dojít k vyrušení výsledné vlny. V detekčním přístroji se zaznamenává intezita vlny, která je kvadrátem amplitudy. Čím větší je základna interferometru, tím vyšší je jeho rozlišovací schopnost.
LASER – Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation, zesílení světla pomocí stimulované emise záření. Roku 1958 ukázal C. Townes spolu s A. L. Schawlowem, že je možné zkostruovat podobné zařízení jako již existující MASER (pracuje v mikrovlnné oblasti) také pro světlo. První laser zkonstruoval T. H. Maiman v roce 1960. Jako aktivní prostředí posloužily ionty chrómu v syntetickém rubínovém krystalu.
Nd: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.
CALTECH – 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.
MIT – Massachusetts Institute of Technology, prestižní americká univerzita v americkém Cambridge, skládající se z pěti škol a jedné koleje. Založena byla v roce 1861.
AU – astronomická jednotka, střední vzdálenost Země od Slunce, 149 597 870 km. Používá se především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě.
