Když jsem se v šedesátých letech jako kluk začal zajímat o astronomii a fyziku, tak se už mluvilo o tom, že gravitační okno se už otevírá nebo co nejdříve otevře. Joseph Webber začal totiž experimentovat se svými dvěma hliníkovými válci každý o hmotnosti 1,4 tuny. Jeden byl umístěn na Univerzitě v Marylendu nedaleko Washigtonu a druhý v Argonne National Laboratory kousek od Chicaga. Průchod gravitačních vln by se měl projevit deformacemi prostoru, které by byly zaznamenány ve velice malém pohybu válců měřitelných citlivými piezoelektrickými senzory. Vzdálenost Mezi nimi byla 1000 km a zajišťovala, aby se odfiltrovaly lokální poruchy. Weber několikrát oznámil, že gravitační vlny zaznamenal. S největší pravděpodobností se však jednalo o náhodné koincidence a pozemské vlivy. Dnes se ví, že citlivost jeho zařízení nestačila na zaznamenání běžných vesmírných zdrojů gravitačních vln.
Od té doby se citlivost detektorů gravitačních vln stále zvyšovala a kromě systému založených na principu Weberových válců se začaly budovat zařízení založena na interferometrii. A nyní funguje ve světě několik experimentů založených na obou metodách. Jde například o interferometry LIGO v USA, VIRGO v Itálii, GEO600 a TAMA300 v Japonsku nebo o experimentální zařízení podobná Weberově experimentu AURIGA v Itálii nebo MiniGRAIL na Univerzitě v Leidenu. Zatím se jim však nepodařilo žádné gravitační vlny zaznamenat. Samotný Weber, který měl také velký podíl na zřízení observatoře LIGO a laserových technologiích, které jsou pro fungování interferometrie, klíčové se detekce gravitačních vln nedožil. Zemřel v roce 2000 ve věku 81 let.
Nepřímé potvrzení gravitačních vln
Dožil se pouze nepřímému potvrzení jejich existence. Gravitační vlny by totiž měly intenzivně vyzařovat systémy složené z ompaktních konečných stádií hvězd, které jsou velmi blízko sebe a jsou tak ve velmi intenzivním gravitačním poli. Takovou soustavou jsou binární pulsary složené ze dvou neutronových hvězd obíhajících velmi blízko společného těžiště. Pulzar se svou rychlou a velice přesně definovanou rotací lze využít i jako velmi přesné hodiny. Vyzařování gravitačních vln způsobuje ztrátu energie a změnu oběžné doby. Vhodný binární pulzar našel radioteleskop v Arecibu v roce 1974 a dostal označení PSR 1913+16.
V daném případě jde o neutronové hvězdy s hmotnostmi 1,44 a 1,39 hmotnostmi Slunce. Jejich vzájemná vzdálenost je pouhých 700 000 km, což odpovídá zhruba poloměru Slunce. Perioda pulzací pozorovaného pulzaru je 0,059 s a oběžná perioda pak 7,75 hodiny. U binárního pulzaru byla pozorována řada efektů obecné teorie relativity a její předpovědi byly velice přesně potvrzeny. Samotné vyzařování gravitačních vln vede k tomu, že se oběžná perioda zkracuje zhruba o 76 mikrosekund za rok, což plně odpovídá předpovědi Einsteinovy teorie.
Za objev binárního pulzaru a umožnění nepřímého potvrzení existence gravitačních vln pomocí velice přesná měření zkracování jeho oběžné periody byli Russel A. Hulse a Joseph H. Taylor oceněni Nobelovou cenou roce 1993. Od té doby bylo nalezeno několik binárních pulzarů, kdy je druhým členem systému bílý trpaslík nebo neutronová hvězda.
Je dokonce znám i jeden dvojitý pulzar, kdy obě neutronové hvězdy v binárním systému pozorujeme jako pulzar. Jedná se o systém PSR J0737-3039. Byl objeven v roce 2003 australskou Observatoří Parkes. V tomto případě mají hvězdy hmotnosti 1,337 a 1,250 hmotností Slunce a oběžnou periodu 2,4 hodiny. Rotační periody pulsarů jsou 0,023 s a 2,8 s. Tento systém je perfektní možnosti nepřímo zkoumat existenci a vlastnosti gravitačních vln. Na jejich přímé pozorování se však muselo čekat dále.
Gravitační observatoř LIGO.
K typickým představitelům interferenčních detektorů gravitačních vln patří i zařízení LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory). Experiment byl založen v roce 1993. Opět sestává ze dvou zařízení, kterými jsou gigantické interferometry. Jsou umístěny 3000 km od sebe. První je v Hanfordu (Washington) a druhý v Livingstonu (Louisiana). Gravitační vlny stlačí prostor v jednom a roztáhnou v kolmém směru. Proto se využívá laserový svazek, který umí poskytnout intenzivní světelný paprsek s přesně definovanou vlnovou délkou a stejnou fází. Ten rozdělí polopropustné zrcadlo na dvě části. První jeho část pošle do kolmého směru a druhá letí v původním směru.
Kanály s velmi vysokým vakuem, které mají délku 4 km, jsou na sebe kolmé a na konci mají zrcadlo. To odrazí světlo, které se v polopropustném zrcadle zase spojí a dochází k interferenci. Jestliže urazí světlo přesně stejnou vzdálenost, dochází u nich k interferenci, jejich signál se vzájemně ruší a na fotodiodu pak světlo nedopadne. Při změně vzdálenosti dochází k posuvu a podle toho se interference narušuje a mění se signál z fotodiody.
Je třeba zdůraznit, že efekty gravitačních vln jsou extrémně malé. I v případě takového extrémního jevu, jako je blízké splynutí dvou černých děr a silný signál, je posun o 10-21. To znamená pro vzdálenost 4 km o 10-17 m, což je zhruba o 0,1 % atomového jádra. I tak extrémně malou změnu dokáže přístroj zaznamenat. Je to však umožněno tím, že tuto vzdálenost musí světlo proletět mnohokrát, aby celková vzdálenost, kterou urazí, byla zhruba v řádu vzdálenosti ke Slunci, tedy o sedm řádů větší než kilometr. Pak jsou fázové posuny v řádu velikosti atomu (nanometry) a tedy měřitelné i pomocí světla s příslušnou vlnovou délkou. I když velice náročné je odfiltrování všech různých vibrací, které vznikají vlivem řady pozemských jevů. Problémem je například i tepelný pohyb atomů v zrcadlech.Dva detektory ve značné vzdálenosti umožňuje z rozdílu v čase signálu určit přibližný směr příletu gravitačních vln a přispět k identifikaci zdroje. Velice podobná observatoř je i v Evropě. Zde je jeden interferometr VIRGO v Itálii nedaleko známého města Pisa a druhý GEO600 v Německu nedaleko Hanoveru. Společné pozorování těchto dvou přístrojů umožní lépe odfiltrovat šum a určit směr, ve kterém se nalézá případný zdroj gravitačních vln.
Podívejme se nyní na historii pozorování observatoře LIGO. Během první etapy pozorování mezi lety 2002 až 2010 se žádné gravitační vlny nepodařilo zachytit. Potom nastalo pětileté období vylepšování detektoru, které by v konečném důsledku po dlouhodobější etapě pozorování mělo umožnit zvýšení citlivosti o více než řád, což vede ke zvýšení pravděpodobnosti zachycení gravitačních vln až o tři řády. Základním přínosem citlivosti je, že jsou vidět stále slabší zdroje gravitačních vln, které jsou tak více pravděpodobné a také do stále větších vzdáleností. To je důvod, proč se tak dramaticky zvyšuje pravděpodobnost zachycení těchto vln. Lze to dokumentovat na takové analogii. Jestliže jsme schopni detekovat supernovu pouze v naší Galaxii, musíme na ni čekat století. Pokud jsme však zvýšili citlivost detekce a vidíme supernovy do vzdálenosti miliard světelných let, tak jich vidíme desítky za
rok. Jedním z nejčastějších pozorovaných objektů, na které vylepšený detektor LIGO hlavně cílí, je splynutí dvou kompaktních konečných stádií hvězd. Tyto události může nové LIGO pozorovat až do vzdálenosti desetkrát větší, což znamená zvětšení pozorovaného objemu a tím i počtu zdrojů tisíckrát. Mělo by to umožnit pozorovat několik takových splynutí každý rok. Odhady se pohybují okolo čtyřiceti. Dalšími možnými pozorovanými jevy jsou záření o frekvenci 10 až 1000 Hz, které vysílají rychle rotujících pulzarů, které často nemusí být v elektromagnetickém spektru kvůli své malé intenzitě viditelné. Hlavní potenciál pozorování gravitačních vln je v oblasti extrémně katastrofických jevů, jako je kolaps hvězdy do konečného stádia neutronové hvězdy nebo černé díry nebo kolapsy neutronové hvězdy do černé díry. Případně také procesy při některých bouřlivých dějích ve velkých černých dírách v jádrech galaxiích. Tyto události jsou však většinou velmi málo pravděpodobné.
Pozorování gravitačních vln emitovaných během splynutí dvou černých děr
Vylepšená sestava dvou detektorů LIGO začala oficiálně pozorovat v září 2015. Potvrdilo se zvýšení citlivosti, takže splynutí dvojice neutronových hvězd s hmotností okolo 1,4 hmotností Slunce by mělo být pozorováno až do vzdálenosti 250 milionů světelných let. Dne 14. září pak zachytila observatoř signál, který by měl být vyvolán gravitačními vlnami vyzářenými během konečného stádia splynutí dvou černých děr ve vzdálenosti zhruba 1,3 miliardy let. Signál byl vyslán v posledním zlomku sekundy události. Hmotnost černých děr je odhadována zhruba na 29 a 36 hmotností Slunce.
Zároveň byly tři hmotnosti Slunce přeměněny na gravitační vlny. V maximu byl vyzařovaný výkon v gravitačních vlnách padesátkrát větší, než výkon ve viditelném vesmíru. Doba příletu signálu se u dvou interferometrů lišila o 7,1 ms, což umožňuje zhruba určit i směr příletu. Zdroj byl někde na jižní obloze. Vědci z LIGO se snažili o velmi pečlivou kontrolu, proto čekali s publikací výsledku tak dlouho. Nyní začne analyzovat data široká vědecká veřejnost. Zároveň jak LIGO, tak VIRGO a GEO600 budou pokračovat s pozorováním. Pokud tedy byla událost skutečná, je velká šance, že budou pozorovány další. Je tak šance, že se přesně po sto letech od předpovědi podařilo pozorovat gravitační vlny přímo. A opravdu jsem rád, že jsem se mohl dožít odhalení higgse, zkoumání Pluta pomocí automatu a nyní i objevu gravitačních vln. Článek píši s nadšením při poslechu přednášky vědců z LIGA a hrozně narychlo, takže se omlouvám za chybky a nepřesnosti. K přesné analýze se určitě budeme vracet.
Pro zájemce o podrobnější informace a to, jak se lze dozvědět parametry pozorovaného systému, uvádíme dva obrázky z publikace spolupráce LIGO, která púrávě vychází v Physical Review Letters:
| To, o jaký systém se jednalo, tedy že šlo o splynutí černých děr a s jakou hmotností lze zjistit z amplitud a frekvencí oscilací. Jak bylo zmíněno, jsou oscilace v řádu zlomku atomového jádra a frekvence v řádu desítek až stovek hertzů. Průběh je ukázán na obrázku z publikace spolupráce LIGO, která bude uveřejněna v Physical Review Letters 116 (2016) 061102. |
|
| Je vidět, že reálné průběhy odpovídají simulacím s modelem systému, který má zmiňované parametry (hmotnosti černých děr 36(5) a 29(4) hmotností Slunce, vzniklá černá díra měla hmotnost 62(4) hmotností Slunce a vyzáření 3,0(5) hmotností Slunce). Průběh děje, dosahované rychlosti černých děr (vyjádřené v poměru k rychlosti světla c) a vzdálenost mezi nimi jsou v dolním obrázku. Pak je možné dostat srovnáním intenzity signálu a předpokládané uvolněné energie ve formě gravitačního záření vzdálenost systému okolo 410 (160) Mpc. |
Video: Zobrazení průběhu signálů z obou detektorů:
