Česky
S gravitačními vlnami jsem se poprvé setkal jako kluk – fascinovala mě astronomie a hltal jsem populární knížky o ní. A již v té době experimentoval Joseph Weber s rezonančními detektory gravitačních vln založenými na velkém hliníkovém válci. Několikrát se zdálo, že už je zachytil; alespoň v mých klučičích očích bylo pozorování gravitačních vln z výbuchů supernov a dalších vesmírných událostí na spadnutí. Později se však ukázalo, že to nebude tak jednoduché, až jsem postupně téměř přestal věřit, že se pozorovací astronomie gravitačních vln dožiji.
Zdroj: CALTECH/MIT/LIGO LABORATORY
Přibližná poloha zdroje gravitačních vln zachycených detektorem LIGO
V roce 2013 obdrželi Peter Higgs a François Englert Nobelovu cenu za fyziku poté, co se po téměř půl století po jejich předpovědi podařilo vyprodukovat a detekovat Higgsův boson. Na detekci gravitačních vln se čekalo celé století. Albert Einstein popsal vznik vln v časoprostoru šířících se rychlostí světla v článku, který vyšel v roce 1916. Tyto příčné vlny kvadrupólové povahy plynuly z jeho obecné teorie relativity. Diskuse o jejich existenci trvala delší dobu. Rovněž A. Einstein měl v určitých okamžicích pochybnosti. Ovšem postupné zlepšování metod řešení rovnic obecné teorie relativity ukazovalo, že jsou její součástí.
V šedesátých letech 20. století začaly zmíněné experimenty J. Webera se dvěma hliníkovými válci – každý měl hmotnost 1,4 tuny; jeden byl umístěn na Univerzitě v Marylandu nedaleko Washingtonu a druhý v Argonne National Laboratory nedaleko Chicaga. Průchod gravitačních vln by se měl projevit deformacemi prostoročasu, které by byly zaznamenány ve velice malém pohybu válců měřitelných citlivými piezoelektrickými senzory. Vzdálenost mezi nimi byla 1000 kilometrů a zajišťovala, aby se odfiltrovaly lokální poruchy. Metoda dvou detektorů umožňující identifikovat vliv místních otřesů se používá i u současných experimentálních zařízení. Hlavním problémem těchto systémů je, že jsou rezonanční, a tak pracují jen ve velmi omezeném rozsahu frekvencí. V současnosti už také víme, že citlivost Weberova zařízení nestačila na zaznamenání předpokládaných vesmírných zdrojů gravitačních vln. Byla totiž o mnoho řádů nižší.
Důkaz vyzařování gravitačních vln
Zlom ve fyzice gravitačních vln se začal rodit v roce 1974, kdy Joseph H. Taylor jr. a jeho doktorand Russel A. Hulse prováděli systematické hledání pulzarů pomocí radioteleskopu o průměru 300 metrů v Arecibu. Pulzary jsou rychle rotující neutronové hvězdy s růz-ným sklonem rotační a magnetické osy. Vysílají směrovaný radiový signál, který při jejich rotaci zametá okolní prostor. Perioda rotace je v řádu sekundy až jejich zlomků. Zasáhne-li vyzařování i Zemi, projeví se to rádiovým pulzem. Zmíněným astronomům se po-dařilo objevit speciální pulzar, který se vyskytoval ve dvojhvězdě, jejíž druhou komponentou byla opět neutronová hvězda se zhruba stejnou hmotností. Hmotnosti složek jsou 1,44 a 1,39 hmotností Slunce. Pulzar s periodou rotace 0,059 s dostal označení PSR 1913+16. Obě neutronové hvězdy jsou od sebe vzdáleny jen pár násobků vzdálenosti Měsíce od Země, přesněji 700 000 kilometrů; jejich oběžná doba trvá 7,75 hodiny. Pohybují se tak v extrémním gravitačním poli a pulzar navíc funguje jako velice přesné hodiny. Systém je proto ideální pro testy Einsteinovy obecné teorie relativity. Jeho pomocí se tak studovaly mnohé efekty, které tato teorie předpovídá. Jednou z předpovědí bylo, že intenzivní vyzařování gravitačních vln povede k úbytku energie v systému a zkracování oběžné periody o 76 mikrosekund za rok. Dlouhodobé pozorování systému velice přesně předpověď Einsteinovy teorie potvrdilo. V roce 1993 byli Russel A. Hulse a Joseph H. Taylor za objevení tohoto pulzaru oceněni Nobelovou cenou. Důkaz gravitačních vln byl sice nepřímý, ale na jeho základě už se o jejich existenci vůbec nepochybovalo. Tím větší výzvou se stala jejich detekce. Cestou k ní se měly stát interferenční detektory. Využívají stejného prin-cipu, na kterém byl založen slavný Michelsonovův interferometr. Pomocí něho se prokázalo, že se světlo pohybuje stejnou rychlostí nezávisle na směru jeho emise vůči pohybu Země; stál tak u zrodu speciální teorie relativity. V případě detektoru gravitačních vln se interferometrem zjišťují deformace prostoročasu, které v příčném směru střídavě v jednom směru prostor protahují a ve směru kolmém zkracují. Bude-li detektor gravitačních vln sestávat z interferometru se dvěma na sebe kolmými rameny a bude vhodně směrovaný vůči směru pohybu těchto vln, bude velmi citlivý ke vznikajícím relativním změnám polohy těles (zrcadel) na konci těchto ramen.
Zdroj: VIRGO
Schéma interferometrického zařízení pro detekci gravitačních vln. V dané situaci jde v případě vzdáleností a výkonů o zařízení VIRGO.
U takového detektoru se koherentní záření z laseru rozdělí do dvou zmíněných ramen. Na jejich konci se odrazí od volně visícího zrcadla s dostatečně velkou hmotností, která by měla být odstíněná od všech rušivých seizmických otřesů. Vzdálenost zrcadel se tak má měnit právě jen vlivem průchodu gravitačních vln. Je třeba zdůraznit, že právě odstínění všech rušivých jevů je extrémně náročné. Problémem je například i tepelný pohyb atomů v zrcadlech. V základním stavu je systém nastaven tak, aby se po návratu světelné paprsky interferencí vyrušily. V tomto případě jsou vůči sobě posunuty o polovinu vlnové délky. Důvodem je, že při takovém nastavení je systém velmi citlivý i na velmi malou změnu vzájemného fázového posunutí obou paprsků.
Je třeba zdůraznit, že efekty gravitačních vln jsou extrémně malé. I v případě tak extrémního jevu, jako je blízké splynutí dvou černých děr a silný signál, činí relativní posun pouze 10–21. Pro vzdálenost jednoho kilometru to představuje posun o 10–18 metru, tedy zhruba o 0,1 % atomového jádra. I tak extrémně malou změnu však přístroj dokáže zaznamenat. Je to však umožněno tím, že tuto vzdálenost musí světlo proletět mnohokrát kvůli Fabry-Perotově rezonanční dutině.
Zdroj: CALTECH/MIT/LIGO LABORATORY
Animace průběhu splývání dvou černých děr; jejich intenzivní gravitační pole ovlivňuje obraz hvězd, které se promítají za nimi.
Gravitační observatoře VIRGO a LIGO
V současnosti funguje několik interferometrických detekčních systémů gravitačních vln. V Evropě jsou dva. Prvním je GEO 600 nedaleko Hanoveru s délkou ramen 600 metrů, druhým observatoř VIRGO nedaleko Pisy v Itálii, jejíž ramena jsou dlouhá tři kilometry. Ve Spojených státech funguje zařízení LIGO (Laser Interferometr Gravitational-Wave Observatory), jež se skládá ze dvou detektorů, kterými jsou interferometry s rameny o délce čtyři kilometry; umístěny jsou 3000 kilometrů od sebe. První se nachází na severo-západě Spojených států v Hanfordu (Washington), druhý na jihovýchodě v Livingstonu (Louisiana). Dva nezávislé detektory umožňují odfiltrovat lokální zdroje poruch.
Právě systém LIGO byl tím, jemuž se první detekce gravitačních vln podařila. Detektorový systém vznikal od roku 1994 a první série měření se uskutečnila v letech 2002–2010. Během první etapy pozorování se žádné gravitační vlny zachytit nepodařilo. Posléze nastalo pětileté období vylepšování detektoru, které by v konečném důsledku po dlouhodobější etapě pozorování mělo umožnit zvýšení citlivosti o více než řád (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 – což je důvod, proč se dramaticky zvyšuje pravděpodobnost zachycení těchto vln. Lze to dokumentovat na následující 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, vidíme jich desítky za rok.
Vylepšená verze detekčního zařízení se označuje jako aLIGO (advanced LIGO) – průlomové bylo především zvýšení citlivosti v oblasti dolní hranice frekvenčního rozsahu detektoru v řádu desítek Hertzů. Zvláště na této frekvenci by měla být splynutí černých děr nejlépe pozorovatelná – a právě splynutí černých děr bylo nejpravděpodobnějším kandidátem pro první detekci. V dřívější době jím byla spíše detekce signálu ze supernovy. Ovšem intenzita produkce gravitačních vln je v tomto případě závislá na asymetrii kolapsu. Ve výpočtech teoretiků se však postupně ukazovalo, že kolaps bude velmi symetrický a detekce gravitačních vln ze supernov bude náročnější, než se očekávalo.
Zdroj: CALTECH/MIT/LIGO LABORATORY
Pohled do zrcadla projektu LIGO. Technik Gary Traylor zkoumá znečištění povrchu zrcadla před tím, než se v systému vytvoří vakuum a uvede se do činnosti. Pro přesnost pozorování je odstranění všech nečistot v optickém systému kritickou záležitostí.
Gravitační vlny konečně zachyceny
V září 2015 se začal vylepšený systém LIGO testovat a 16. září měl být oficiálně spuštěn. Ovšem už 14. září 2015 v 10:51 SEČ byl zachycen signál v obou detektorech. Časový posun mezi nimi trval sedm milisekund. Vzdálenost detektorů je taková, že časový rozdíl mezi příchodem signálu v nich musí být podle směru příletu gravitačních vln menší než 10 milisekund. Relativní smrštění a protažení časoprostoru mělo velikost v řádu 10–21. Signál získaný v obou detektorech je velmi podobný a jeho dominantní stadium proběhlo během zhruba 150 milisekund. Jeho struktura dobře odpovídá skutečnosti, že jde o pozorování splynutí dvou černých děr. Lze identifikovat fázi spirálování, kdy se dvě černé díry k sobě přibližují, fázi splynutí, kdy se dvě černé díry spojí do jedné, a fázi doznívání, kdy se vzniklá černá díra uklidňuje a poruchy časoprostoru odeznívají. Frekvence se měnila od 35 do 250 Hertzů.
Zdroj: CALTECH/MIT/LIGO LABORATORY
O jaký systém šlo, tedy o splynutí černých děr, a s jakou hmotností, lze zjistit z amplitud a frekvencí oscilací. Jak jsme již zmínili, oscilace jsou v řádu zlomku atomového jádra a frekvence v řádu desítek až stovek hertzů. Průběh znázorňuje obrázek z publikace spolupráce LIGO, kterou zveřejnil Physical Review Letters 116 (2016) 061102.
V minulých letech se teoretickým fyzikům, kteří se zabývají výpočty průběhu splynutí černých děr pomocí obecné teorie relativity, podařilo dosáhnout obrovského pokroku. Mají otestováno množství mož-ných případů a získali rozsáhlý katalog možných průběhů vyzařování gravitačních vln. Z analýzy signálu tak šlo získat přesný popis systému, u něhož k události došlo. Jeho černé díry měly hmotnosti 36 a 29 hmotností Slunce. Vzniklá černá díra měla hmotnost 62 hmotností Slunce. Celkově tři hmotnosti Slunce se vyzářily právě v podobě gravitačních vln. Jestliže porovnáme vyzářenou energii a intenzitu gravitačních vln u Země, můžeme zjistit, jak daleko od nás k jevu došlo. Vzdálenost systému je okolo 1,3 miliardy světelných let. V maximu byl výkon vyzařovaný ve formě gravitačních vln více než o řád větší, než je vyzařován ve formě viditelného světla v celém viditelném vesmíru.
Zdroj: CALTECH/MIT/LIGO LABORATORY
Pohled na mechanizmus v jednom z ramen detektoru LIGO, který odstiňuje testovací těleso o hmotnosti 40 kg od seizmických otřesů pocházejících z různých přírodních i umělých zdrojů.
Kromě první přímé detekce gravitačních vln je pozorování označované jako GW150914 prvním přímým důkazem existence černých děr. Zároveň umožnilo získat mnohé přesné údaje o binárním systému černých děr a jejich splynutí. Skutečnost, že se první detekce uskutečnila tak rychle po zahájení provozování vylepšeného detektoru LIGO, naznačuje, že jeho citlivost pronikla do oblasti, kde je pravděpodobnost zachycení takového jevu vysoká. Lze tak očekávat, že během dalšího dlouhodobého měření se bude katalog pozorovaných případů postupně rozšiřovat. Neoficiálně se mluví o několika realizovaných pozorováních v posledních dvou měsících loňského roku. Je však třeba počkat na jejich pečlivou kontrolu. Vždyť i s vyhlášením pozorování GW150914 čekali autoři pět měsíců. Během této doby pečlivě kontrolovali všechny okolnosti, které pozorování provázely. Příslušný jev totiž zachytil jen detektor gravitačních vln, což sice odpovídá předpokladům, avšak žádnou další nezávislou kontrolu z jiného typu detektorů nemáme. Kolegové, kteří rozumí výpočtům průběhu splynutí černých děr pomocí obecné teorie relativity, konstatují, že průběh signálu je velmi typický a přesvědčivý a prostor pro pochybnosti je minimální. Přesto jej úplně potvrdí teprve zachycení dalších případů, které se dají očekávat s frekvencí i několika za měsíc.
Zdroj: CALTECH/MIT/LIGO LABORATORY
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 u černých děr (v rychlostech světla c byl až přes 0,5) a vzdálenost mezi nimi jsou znázorněny v dolním obrázku. Poté lze srovnáním intenzity signálu a předpokládané uvolněné energie ve formě gravitačního záření získat vzdálenost systému okolo 410 (160) Mpc.
Éra astronomie gravitačních vln začíná
Pozorování zahájilo zkoumání vesmíru v oboru gravitačních vln. Jev nastal v kosmologických vzdálenostech od nás, a sledujeme tak daleko mladší období našeho vesmíru, což by mohlo vysvětlovat i to, že hmotnosti obou černých děr jsou tak nečekaně velké. V raných stadiích vesmíru jeho hmota sestávala pouze z vodíku a helia. Těžší prvky se ve hvězdách vytvářely až později. V té době tak vznikaly hvězdy s větší hmotností a svítivostí. Zároveň se hvězdy vyvíjely hromadněji a nejspíše nastala i vyšší pravděpodobnost vzniku násobných systémů.
Parametry amerického systému LIGO se budou ještě zdokonalovat. Již brzy by měl být uveden do provozu vylepšený evropský systém VIRGO. Fyzikové obou detekčních systémů intenzivně spolupracují, což se projevilo i tím, že autory publikace o první detekci gravitačních vln jsou obě skupiny.
V současnosti byla schválena stavba nového detektoru LIGO v Indii. Větší počet detektorů v různých místech zeměkoule umožňuje snížit pravděpodobnost náhodných koincidencí a také určit směr, odkud gravitační vlny přiletěly. Ještě pokročilejší a citlivější podzemní systém KARGA připravovaný v Japonsku a v Evropě plánovaný vesmírný systém LISA by umožnily studovat nejen splynutí černých děr, ale také výbuchy supernov a binární pulzary. Tyto jevy by se daly pozorovat i pomocí jiného záření a zprostředkovaly by kombinaci nezávislého pozorování z různých přístrojů.
S vysokou pravděpodobností bude zahájení éry astronomie gravitačních vln v blízké době oceněno Nobelovou cenou. Existují tři kandidáti, kteří mají klíčový podíl na rozvoji interferometrických detektorů gravitačních vln a pochopení možnosti pozorování různých jevů jejich pomocí – Kip S. Thorne, Reiner Weis a Ronald Drever. Tento objev je pro mě jedním ze splněných klukovských snů, a tak bych nobelovské ocenění zmíněným fyzikům přál.
VLADIMÍR WAGNER,
Ústav jaderné fyziky AV ČR, v. v. i.