Detekce gravitačních vln otevřela zcela nové okno do kosmu, ale naše schopnost naslouchat tomuto kosmickému šepotu má stále své limity. Nedávná studie publikovaná na arXiv však naznačuje fascinující nový přístup, který by mohl nejen zaplnit mezery v našem pozorovacím spektru, ale také přinést revoluční změny v tom, jak gravitační vlny detekujeme a analyzujeme.

Současné uši pro vesmírný šepot

Dnešní detekce gravitačních vln se opírá především o dvě hlavní technologie:

1. Pozemní laserové interferometry: Gigantická zařízení jako LIGO, Virgo a KAGRA využívají precizně změřené dráhy laserových paprsků v kilometrech dlouhých ramenech. Gravitační vlna procházející detektorem nepatrně změní délku těchto ramen, což způsobí fázový posun v interferujících paprscích. Tato metoda je mimořádně citlivá na gravitační vlny ve vysokofrekvenčním pásmu (zhruba 10 Hz až 10 kHz), což nám umožňuje "slyšet" finální fáze slučování kompaktních objektů, jako jsou černé díry a neutronové hvězdy hvězdných hmotností.
2. Pulsar Timing Arrays (PTA): Projekty jako NANOGrav, EPTA a PPTA využívají extrémně stabilní signály z pulsarů – rychle rotujících neutronových hvězd – rozmístěných po celé naší galaxii. Gravitační vlny s velmi nízkými frekvencemi (v řádu nanohertzů, tedy s periodami let) ovlivňují dobu příchodu signálů z těchto pulsarů. Nedávné výsledky PTA naznačují detekci stochastického pozadí gravitačních vln, pravděpodobně generovaného populací supermasivních černých děr v centrech galaxií, i když kosmologické zdroje jako kosmické struny nebo fázové přechody v raném vesmíru nelze vyloučit.

Mezi těmito dvěma režimy však zeje citlivostní mezera. Zejména takzvané střední frekvenční pásmo (přibližně 0.1 Hz až 10 Hz) zůstává pro současné technologie těžko dostupné. Přitom právě zde očekáváme signály od klíčových zdrojů, jako jsou slučující se černé díry středních hmotností nebo počáteční fáze spirálování kompaktních dvojhvězd.

##seznam_reklama##

Tanec fotonů s gravitací: Orbitální moment hybnosti

A právě zde vstupuje do hry zmíněná studie. Navrhuje zcela nový princip detekce, který nevyužívá interferenci drah světla, ale kvantovou vlastnost fotonů – jejich orbitální moment hybnosti (OAM).

Představte si světelný paprsek nikoli jen jako proud fotonů letících přímo, ale jako strukturovanou vlnu. Některé typy paprsků, například Laguerrovy-Gaussovy nebo Besselovy módy, mají šroubovicové vlnoplochy. Tato "zkroucenost" nese právě orbitální moment hybnosti, kvantové číslo popisující, jak moc se fáze vlny "otáčí" kolem osy šíření. Paprsky s nenulovým OAM mají charakteristickou vlastnost – tmavé místo (fázovou singularitu) ve svém středu. Pouze paprsek s nulovým OAM (základní mód) má maximum intenzity ve středu.

Studie Wu, Fan a Chen teoreticky prokazuje, že interakce fotonu s OAM (konkrétně s hodnotou l=1) a procházející gravitační vlny může vést k tomu, že foton svůj orbitální moment hybnosti ztratí a přejde do stavu s l=0. Tento přechod závisí na vlastnostech gravitační vlny (amplitudě, frekvenci, směru příchodu) a parametrech experimentu.

Jednoramenný detektor: Elegance a nové možnosti

Na základě tohoto principu autoři navrhují fotonický jednoramenný detektor. Princip je elegantní (viz Obrázek 1 ve studii):

Náčrtek jednoramenného detektoru GW. Původní fotony jsou připraveny ve stavu OAM 1 pomocí SLM. Na detekčním portu vytvoří centrální jasný bod pouze signální fotony. Zdroj: Wu, H., Fan, X., & Chen, L. (2025). Photonic single-arm gravitational wave detectors based on the quantum state transition of orbital angular momentum. arXiv:2504.16452 [gr-qc].

1. Laserový paprsek je pomocí speciálního optického prvku (např. prostorového modulátoru světla - SLM) připraven do stavu s definovaným OAM, například l=1. Tento paprsek má tedy uprostřed tmavé místo.
2. Paprsek putuje detekčním ramenem (může být i mnohokrát odražen mezi zrcadly pro prodloužení interakční dráhy).
3. Na konci ramene je detektor citlivý pouze na světlo přicházející z centrální oblasti paprsku.
4. Pokud prostorem neprochází žádná gravitační vlna, původní paprsek s l=1 do detektoru nedopadne, protože má ve středu tmu.
5. Pokud ale paprsek interaguje s gravitační vlnou, část fotonů může přejít do stavu l=0. Tyto "signální" fotony již mají maximum intenzity ve středu a jsou detekovány. Počet detekovaných fotonů za sekundu je pak mírou přítomnosti a síly gravitační vlny.

Fáze pro Besselovy paprsky s l=0, 1, resp. 2. Jas označuje intenzitu pole. Zdroj: Wu, H., Fan, X., & Chen, L. (2025). Photonic single-arm gravitational wave detectors based on the quantum state transition of orbital angular momentum. arXiv:2504.16452 [gr-qc].

Výhody tohoto přístupu jsou pozoruhodné:

• Citlivost ve středním pásmu: Simulace ukazují, že detektor by mohl být vysoce citlivý právě v problematickém pásmu 1-10 Hz, a otevřít tak okno k pozorování například slučování černých děr středních hmotností. V nízkofrekvenční oblasti (<1 Hz) vykazuje dokonce vysokou a stabilní míru detekce.
• Frekvenční selektivita: Ve vyšších frekvencích (>10 Hz) se projevuje zajímavý jev – detektor se stává citlivým jen na určité frekvence gravitačních vln, zatímco na jiné je téměř "hluchý". To je dáno interferencí signálních fotonů, které vznikají v různých částech dráhy a mohou mít různou fázi v závislosti na frekvenci gravitační vlny. To by umožnilo "ladit" detektor na konkrétní očekávané frekvence.
• Odolnost vůči seismickému šumu: Protože detekce nezávisí na porovnávání délek dvou ramen jako u interferometrů, ale na vnitřní změně stavu fotonů v jednom rameni, detektor by měl být z principu necitlivý na vibrace země (seismický šum), které jsou hlavní limitací pozemních interferometrů.
• Přímá vazba na amplitudu: Počet detekovaných fotonů je podle teorie přímo úměrný druhé mocnině amplitudy gravitační vlny (∣A∣2). To je rozdíl oproti interferometrům, kde je signál úměrný amplitudě (A). Tato kvadratická závislost by mohla přinést výhody při určování vzdálenosti zdroje gravitačních vln.

Teplota detekovaného fotonu (N) pro různé frekvence GW (10^-2 až 10⁴Hz) s typickou hodnotou A=10^-21. Graf ukazuje chování N v blízkosti frekvence GW 100Hz pro případ, kdy L=1×10⁸m a n=1. Zdroj: Wu, H., Fan, X., & Chen, L. (2025). Photonic single-arm gravitational wave detectors based on the quantum state transition of orbital angular momentum. arXiv:2504.16452 [gr-qc].

Budoucnost detekce: Kam směřujeme?

Kromě vylepšování stávajících detektorů se plánují ambiciózní projekty nové generace:

• LISA (Laser Interferometer Space Antenna): Kosmický detektor tvořený třemi družicemi letícími ve formaci s rameny dlouhými miliony kilometrů. Bude citlivý v nízkofrekvenčním pásmu (mHz), kde očekáváme signály od supermasivních černých děr, extrémních hmotnostních poměrů (EMRI) a galaktických dvojhvězd.
• Einstein Telescope (ET) a Cosmic Explorer (CE): Pozemní detektory třetí generace s výrazně vyšší citlivostí než současné LIGO/Virgo/KAGRA. Budou pokrývat širší frekvenční pásmo (od několika Hz do kHz) a dosáhnou mnohem dále do vesmíru.
• Decihertz Observatories: Plánují se také detektory (např. DECIGO, BBO, nebo koncept APTA využívající satelity s hodinami) zaměřené specificky na decihertzové pásmo (0.1-1 Hz), které je mostem mezi LISA a pozemními detektory.

Nový OAM detektor by se do této mozaiky mohl skvěle začlenit. Jeho potenciální citlivost ve středním pásmu 1-10 Hz by doplnila jak nízkofrekvenční LISA, tak vysokofrekvenční ET a CE. Jeho odlišný princip detekce a odolnost vůči seismickému šumu z něj činí atraktivní alternativu nebo doplněk k interferometrům.

Výzvy na cestě k realitě

Přestože je koncept OAM detektoru teoreticky velmi slibný, cesta k jeho realizaci je ještě dlouhá a plná výzev:

• Výkonné OAM lasery: Současné experimenty s OAM lasery dosahují výkonů řádu 100 W. Pro dosažení potřebné citlivosti detektoru gravitačních vln by byly žádoucí výrazně výkonnější zdroje, neboť počet detekovaných fotonů je přímo úměrný výkonu laseru.
• Stabilita OAM na velké vzdálenosti: Paprsky s OAM jsou citlivé na poruchy prostředí, jako je atmosférická turbulence. I když ve vakuu vesmíru by tento problém měl být menší, je třeba experimentálně ověřit, zda lze OAM stav světla spolehlivě přenášet na vzdálenosti potřebné pro detektor (až stovky tisíc kilometrů v navrhovaných konfiguracích). Gravitační fluktuace by podle studie měly být pro uvažované délky ramen zanedbatelné.
• Další zdroje šumu: I když je detektor odolný vůči seismickému šumu, stále bude ovlivněn jinými zdroji, jako je tepelný šum optických komponent nebo kvantový šum samotného světla. Jejich podrobná analýza a metody potlačení budou klíčové.

Závěr: Nová éra gravitační astronomie?

Studie navrhující fotonický jednoramenný detektor gravitačních vln založený na kvantovém přechodu orbitálního momentu hybnosti fotonů představuje vzrušující teoretický koncept. Nabízí potenciál zaplnit citlivostní mezeru ve středním frekvenčním pásmu, přináší nové možnosti pro analýzu signálů díky frekvenční selektivitě a přímé vazbě na kvadrát amplitudy a je z principu odolný vůči seismickému šumu. Ačkoli před praktickou realizací stojí značné technologické výzvy, tento výzkum otevírá nejen novou cestu k detekci gravitačních vln, ale také ukazuje fascinující propojení mezi kvantovou optikou, zakřiveným časoprostorem a fundamentálními interakcemi ve vesmíru. Možná právě tanec zkrouceného světla s gravitací nám v budoucnu poodhalí další tajemství kosmu.

Zdroje:

• Původní studie: Wu, H., Fan, X., & Chen, L. (2025). Photonic single-arm gravitational wave detectors based on the quantum state transition of orbital angular momentum. arXiv:2504.16452 [gr-qc]. (https://arxiv.org/abs/2504.16452)
• Další relevantní arXiv články (výběr):
  • Blas, D., & Jenkins, A. C. (2025). Resonant binary perturbations as probes of gravitational waves. arXiv:2504.15334 [astro-ph.CO]. (https://arxiv.org/pdf/2504.15334)
  • Dimastrogiovanni, E., Fasiello, M., & Tasinato, G. (2025). Scalar-Induced Gravitational Waves in Modified Gravity. arXiv:2502.20137 [gr-qc]. (https://arxiv.org/abs/2502.20137)
  • Ellis, J., Lewicki, M., & Nanopoulos, D. V. (2024). Gravitational Waves: Echoes of the Biggest Bangs since the Big Bang and/or BSM Physics?. arXiv:2402.10755 [hep-ph]. (https://arxiv.org/abs/2402.10755)
  • Badurina, L., et al. (2024). Artificial Precision Timing Array: bridging the decihertz gravitational-wave sensitivity gap with clock satellites. arXiv:2401.13668 [astro-ph.IM]. (https://arxiv.org/abs/2401.13668)
  • Franciolini, G., et al. (2023). Primordial Black Holes and Gravitational Waves from Dissipative Axion Dynamics during Inflation. arXiv:2307.04239 [hep-ph]. (https://arxiv.org/pdf/2307.04239 - Poznámka: Toto PDF odpovídá abstraktu 2307.04239, název v abstraktu je "NANOGrav signal from First Order Phase Transition and the stringent constraint on the PBH abundance")
  • Ghosh, A. (2025). f(R) Gravity: Gravitational Waves Tests. arXiv:2502.17519 [gr-qc]. (https://arxiv.org/abs/2502.17519)
  • Jones, D. I., & Prix, R. (2025). Searching for continuous gravitational waves from slowly spinning neutron stars with DECIGO, Big Bang Observer, Einstein Telescope and Cosmic Explorer. arXiv:2503.17087 [astro-ph.HE]. (https://arxiv.org/html/2503.17087v1)
  • Wang, Q., Zhao, W., & Zhu, T. (2025). Constraining parity and Lorentz violations in gravity with future ground- and space-based gravitational wave detectors. arXiv:2502.04776 [gr-qc]. (https://arxiv.org/html/2502.04776v1)
  • Avram, A. C., et al. (2024). Fisher Forecast of Finite-Size Effects with Future Gravitational Wave Detectors. arXiv:2410.00294 [gr-qc]. (https://arxiv.org/abs/2410.00294)
  • Zhu, C., et al. (2024). Compact Objects in close orbits as Gravitational Wave Sources: Formation Scenarios and Properties. arXiv:2403.06358 [astro-ph.HE]. (https://arxiv.org/abs/2403.06358)
  • Mastrogiovanni, S., et al. (2022). Future prospects on testing extensions to ΛCDM through the weak lensing of gravitational waves. arXiv:2208.05959 [astro-ph.CO]. (https://arxiv.org/abs/2208.05959)
  • Fedderke, M. A., Graham, P. W., & Rajendran, S. (2023). Detecting the heterodyning of gravitational waves. arXiv:2301.02672 [gr-qc]. (https://arxiv.org/abs/2301.02672)
  • Mandal, R., & Saini, T. (2023). Gravitational wave: generation and detection techniques. arXiv:2312.17291 [physics.pop-ph]. (https://arxiv.org/html/2312.17291v1)
  • Aggarwal, N., et al. (2025). Challenges and Opportunities of Gravitational Wave Searches above 10 kHz. arXiv:2501.11723 [gr-qc]. (https://arxiv.org/abs/2501.11723)
  • Ni, W-T. (2024). Space gravitational wave detection: Progress and outlook. arXiv:2409.00927 [gr-qc]. (https://arxiv.org/abs/2409.00927)
  • Vacalis, G., et al. (2023). Detection of high-frequency gravitational waves using high-energy pulsed lasers. arXiv:2301.08163 [gr-qc]. (https://arxiv.org/abs/2301.08163)