Pátrání po gravitačních vlnách


Obsah hypertextu:

Příběh, který zde hodláme vyprávět, připomíná detektivku. Děj ani postavy však nejsou smyšlené. Odehrává se v prostředí fyzikální a astronomické komunity, a to skoro celé 20. století. Hlavní roli v něm namísto policejních vyšetřovatelů hrají přední vědci, teoretičtí i experimentální. A přitom ještě dnes je to příběh s otevřeným koncem. Pátrání, které inicioval sám Albert Einstein, totiž zatím nebylo úspěšné. Přesvědčivé stopy však již byly nalezeny. Začněme ale hezky od počátku...

Gravitace je deformace prostoročasu

Koncem roku 1915 Einstein po dlouhém úsilí zformuloval obecnou relativitu, zcela novou a převratnou teorii gravitace. Podle ní lze veškeré gravitační jevy vysvětlit jako důsledek zakřivení prostoru a času [1]. Každý fyzikální objekt kolem sebe deformuje prostoročas, mění jeho geometrické vlastnosti, a to tím více, čím větší má hmotnost. Tělesa se proto nepohybují v pevně daném euklidovském prostoru měřena absolutním časem, ale v prostředí, jehož geometrie je zdeformována ostatními objekty. Newton si představoval, že planeta obíhá kolem Slunce proto, že je k němu přitahována gravitační silou. Tato síla zakřivuje dráhu planety, která by jinak byla přímá. Podle Einsteina ovšem mezi Sluncem a planetou žádná gravitační síla nepůsobí. Dráha planety je zakřivena prostě proto, že sám prostor (i čas), v němž se planeta pohybuje, je zdeformován přítomností Slunce. Planeta je nucena obíhat kolem Slunce podobně jako hliněná kulička cvrnknutá do vyhloubené jamky.
Když dal Einstein této pozoruhodné myšlence přesnou matematické podobu, stvořil teorii, která se svou hloubkou a elegancí zařadila mezi skutečné poklady lidského poznání. Dodnes je to nejlepší gravitační teorie, kterou máme k dispozici, neboť byla nesčetněkrát experimentálně ověřena [2]. Tvoří jeden z pilířů moderní fyziky. Byla to právě obecná relativita, v jejímž rámci byly poprvé v historii sestrojeny realistické modely vesmíru jako celku. Díky ní se z kosmologie stala plnohodnotná vědecká disciplína podepřená řadou pozorování (především Hubbleovým objevem rozpínání vesmíru v r. 1929 a objevem reliktního mikrovlnného záření učiněným v r.1965 Penziasem a Wilsonem). Einsteinova teorie se také stala nástrojem astrofyziky. Sehrála klíčovou roli v pochopení vzniku prvků, struktury a vývoje hvězd i procesů probíhajících na konci jejich života, kdy kolabují v bílé trpaslíky, neutronové hvězdy či dokonce singulární černé díry. Po objevu pulsarů, kvasarů a aktivních galaxií v 60. letech se obecná relativita stala neodmyslitelnou součástí astronomie. Tato skutečnost byla definitivně stvrzena nedávnými pozorováními dokazujícími, že hnacím motorem jejich aktivity jsou rotující neutronové hvězdy a černé díry.

Gravitační vlny jsou vibrace prostoročasu

Albert Einstein však učinil ještě jinou principiální předpověď: možnost existence gravitačních vln [1]-[4]. Oproti Newtonově teorii gravitace je obecná relativita dynamická. To znamená, že prostoročas se přítomností hmoty nejen deformuje, ale může také začít vibrovat, pokud se zdroj deformací periodicky pohybuje. Co jsou gravitační vlny, tyto specifické kmitavé stavy prostoročasu, lze intuitivně pochopit z následující analogie. Stoupne-li si člověk doprostřed velké trampolíny, vytvoří se prohlubeň. Začne-li však skákat, prohlubeň bude periodicky měnit svůj tvar a postupně se celá trampolína rozvlní. Podobným způsobem vznikají i gravitační vlny. Každá hvězda zakřivuje prostoročas ve svém okolí. Změní-li hvězda náhle svůj tvar, například při výbuchu supernovy, změní se též okolní geometrie a vzniklý rozruch se bude předávat dále. Směrem od hvězdy se začnou konečnou rychlostí šířit gravitační vlny, "poruchové" vlnky křivosti prostoročasu. V jejich amplitudě a frekvenci jsou přitom zakódována cenná data o procesu zániku hvězdy. Kdybychom uměli tyto vlny zachytit a dešifrovat informaci, kterou přenášejí, otevřel by se nám pohled do samotného srdce hvězdného kolapsu. Mohli bychom nahlédnout do oblastí dnes nespatřitelných, neboť jsou pro elektromagnetické záření neprůhledné.
Gravitační vlny vznikají nejen při výbuších supernov, ale obecně všude tam, kde se nerovnoměrně mění tvar nebo poloha objektu. Tehdy, když se hmota pohybuje zrychleně nesférickým způsobem (což fyzikové popisují tzv. kvadrupólovým momentem). Významnými zdroji gravitačních vln jsou především dvojhvězdy, v nichž rozložení hmoty pravidelně osciluje s periodou rovnou době oběhu. Čím blíže jsou obě obíhající složky a čím jsou hmotnější, tím silnější jsou i generované vlny. Silnými zdroji gravitačních vln jsou proto těsné binární systémy, z nichž alespoň jedna složka je neutronová hvězda (pulsar) nebo černá díra. Gravitační vlny přitom odnášejí energii, a tak se oba objekty k sobě po spirále přibližují a jejich oběžná doba se zkracuje.

Vůbec nejsilnější gravitační vlny vznikají na konci tohoto procesu, kdy se neutronové hvězdy nebo černé díry navzájem srazí a splynou. Takové vlny lze však pro jejich nepravidelný charakter počítat jen pomocí náročných numerických simulací.


vlevo: simulace P. Gressman et. al. (Wash.U.St.Louis), vizualizace W. Benger (AEI, ZIB)
vpravo: simulace S. Bonazzola, E. Gourgoulhon and J.-A. Marck (AEI, Was.U.St.Louis)

animace č.1 , animace č.2

Následné doznívání srážky je opět vcelku pravidelné, amplitudy vln charakteristických frekvencí postupně plynule klesají k nule.


(zdroj: NCSA Relativity Group)

animace č.3

Kromě vln generovaných astrofyzikálními objekty předpokládají teoretikové též existenci gravitačních vln kosmologického původu. Ty mohly vznikat v raném vesmíru, buď přímo při velkém třesku, nebo o chvíli později v  tzv. inflační fázi expanze. Protože gravitační vlny interagují s hmotou jen velmi slabě, jimi přenášená informace je velmi dobře "zakonzervována". S pomocí detektorů těchto vln bychom proto mohli dohlédnout nepředstavitelně daleko do minulosti přes propast více než třinácti miliard let v principu až do doby, kdy se zrodil sám prostor a čas v nám známé podobě, pouhých 10-43 sekundy po velkém třesku! Tak mladý vesmír nelze přitom studovat prostřednictvím elektromagnetických vln. (Na počátku byl totiž velmi žhavý, hmota byla ionizována a proto elektromagneticky neprůhledná. Teprve v době zhruba 380 000 let po velkém třesku vesmír ochladl natolik, že hmota rekombinovala a fotony začaly žít svým vlastním životem odděleným od ostatní hmoty. Dnes je pozorujeme jako reliktní mikrovlnné záření [5].) S pomocí reliktního gravitačního záření bychom mohli získat přímý obraz velkého třesku a studovat globální strukturu raného vesmíru. A možná i objevit překvapivé poznatky, které budou mít zásadní význam pro astrofyziku, kosmologii a teoretickou fyziku obecně.

Vlastnosti gravitačních vln

Gravitační vlny se svými vlastnostmi podobají vlnám elektromagnetickým. Šíří se vesmírem rychlostí světla, tedy maximální možnou rychlostí. Oba typy vln mají také příčný charakter. Periodické deformace prostoročasu představující gravitační vlnu mají slapové účinky: udělují sousedním částicím relativní zrychlení a tím rozkmitávají tělesa, ovšem pouze v rovině kolmé na směr šíření. Také elektromagnetická vlna je příčná, dokáže však rozkmitat jen elektricky nabité částice (především elektrony), zatímco vlna gravitační mění geometrické vlastnosti prostoročasu a ovlivňuje proto každou hmotu. Liší se též svými polarizačními vlastnostmi. Oba typy sice připouštějí dva nezávislé polarizační stavy, ale ty mají u gravitačních vln poněkud složitější charakter. Projevují se například tak, že kdyby se gravitační vlna šířila ve směru rovné gumové hadice, způsobila by periodické deformace původně kruhového průřezu hadice v eliptický.


Naprosto zásadní odlišnost gravitačních a elektromagnetických vln však spočívá v jejich různé "intenzitě". Elektromagnetické vlny lze generovat i zachycovat snadno (elektromagnetickým vysílačem je kupříkladu běžná žárovka, velmi účinným detektorem například naše oči). Oproti tomu gravitační vlny jsou nesmírně slabé. Je známo, že gravitační interakce je nejslabší fyzikální silou ve vesmíru (jako jediná ovšem efektivně působí i na obrovské vzdálenosti, a proto je přes svůj handicap dominantní interakcí ovládající kosmické procesy). To znamená, že vzájemná vazba mezi gravitací a hmotou je velmi malá v porovnání s elektromagnetismem či jaderným působením. Například poměr sil gravitačního a elektrostatického působení dvou elektronů je 10-42. Účinnost, s jakou jsou gravitační vlny generovány nebo detekovány, je tudíž nepatrná. Proto dodnes nebyl sestrojen přijímač schopný přímým způsobem zachycovat gravitační vlny přicházející k nám z vesmíru (natož abychom byli schopni vyrobit jejich dostatečně silný umělý vysílač).
Velikost gravitační vlny popisuje její amplituda, kterou fyzikové označují symbolem h. Je to bezrozměrné číslo vyjadřující, jak velkou relativní změnu vzdálenosti dvou testovacích částic (případně deformaci objektu) vlna svým průchodem vyvolá. Tedy h = Delta L / L , kde L je počáteční vzdálenost částic (původní velikost objektu) a Delta L je změna jejich vzájemné vzdálenosti.

Podrobné odhady ukazují, že i v případě zmíněných extrémně silných (ale současně velmi vzdálených) kosmických zdrojů je příslušná amplituda gravitačních vln neuvěřitelně malá, obvykle menší než hodnota h = 10-21 (měřeno na Zemi). Přehled hlavních předpokládaných zdrojů kosmických gravitačních vln včetně odpovídajících amplitud, typických frekvencí a charakteristických tvarů signálů je shrnut v následující tabulce:

zdroj gravitačních vln amplituda frekvence typ signálu
supernova v Galaxii 10-18 ~ 1 kHz puls
supernova ve Velkém Magellanově oblaku 10-19 ~ 1 kHz puls
supernova v hnízdě galaxií v Panně 10-21 ~1 kHz puls
binární systém v závěrečném stádiu 10-22 ~ 1 mHz (kvazi)periodický
srážka neutronových hvězd, černých děr 10-21 ~ 100 Hz "cvrkot"
vibrace černé díry ? < 10 kHz tlumené oscilace
velký třesk, fluktuace vakua během inflace ? ? šum

Musíme ovšem zdůraznit, že údaje v tabulce jsou pouze orientační a konkrétní hodnoty závisejí na řadě okolností. Hlavním faktorem je vzdálenost zdroje a dále účinnost zdroje (tedy množství energie, které se při daném procesu předá gravitačním vlnám). Velmi přibližně platí vztah h = 10-17 E / r, kde r je vzdálenost zdroje od Země měřená v násobcích hodnoty 30 000 světelných let (což je přibližně vzdálenost Slunce od středu Galaxie), E je zhruba energie zdroje (související s nesymetrickou změnou jeho tvaru), která je odnášena gravitačními vlnami měřená v násobcích klidové energie Slunce Moc2. Pokud by například v blízkosti jádra Galaxie vybuchla hvězda hmotnosti Slunce a předala 10 % své energie gravitačním vlnám, bylo by r = 1 a E = 0,1. Amplituda gravitačních vln měřená na Zemi by pak byla h ~ 10-18, což odpovídá prvnímu řádku tabulky.
Zdálo by se tedy, že nejsnáze budou zachytitelné gravitační vlny generované výbuchem supernovy v naší Galaxii. Úskalí spočívá v tom, že k takové události dochází velmi vzácně, zhruba jednou za 30 let. Z praktického hlediska bude proto nutné zkonstruovat přinejmenším tisíckrát citlivější detektory schopné zaznamenat vlny ze vzdálenějších zdrojů. Při citlivosti 10-21 bychom již měli zachycovat gravitační vlny generované supernovami v hnízdě galaxií v souhvězdí Panny, vzdáleném od nás 40 miliónů světelných let. V tomto obrovském shluku více než 2000 galaxií je tolik hvězd, že ročně vybuchne několik supernov, což je již docela přijatelná četnost.
Shodou okolností, řádově stejnou amplitudu by měly mít i gravitační vlny vznikající při srážkách neutronových hvězd případně černých děr na konci života binárního systému. Tyto vlny vyvolávají na Zemi relativní deformaci testovacího objektu rozměrů L o hodnotu Delta L velikosti Delta L/L = h ~ 10-21. Pro názornost uveďme, že takto malé číslo odpovídá například určení vzdálenosti Země od Slunce s přesností rozměru jediného atomu. Tak nepatrné změny rozměrů se takřka ztrácejí v kakofonii pozemského šumu.


(zdroj: LIGO Laboratory)

audio: čistý signál , audio: signál se šumem

A to je hlavní důvod proč dosud nebyly Einsteinem předpověděné gravitační vlny přímým způsobem potvrzeny pomocí detektoru, který by takové deformace zaznamenával.
Tento úkol přenechalo 20. století svému následníku. Máme dobré důvody věřit, že snad již v prvních letech našeho nového století budou sotva postřehnutelné gravitační vlny poprvé zachyceny do sítě vysoce citlivých interferometrických detektorů, jejichž výstavba se v současné době dostala do závěrečné fáze. Stavitelé jsou přesvědčeni o úspěchu, neboť při jejich konstrukci spojili svůj um relativisté i odborníci na kvantovou optiku, laserové systémy, vakuové aparatury, tlumiče vibrací, počítačovou analýzu dat i fyzikové a technici z jiných oborů. Jejich společným úsilím vznikají unikátní zařízení s technickými parametry na skutečných hranicích dnešních možností.
Důvěra v úspěch byla navíc před několika lety podpořena sice nepřímým, zato však silným argumentem ve prospěch reálné existence gravitačních vln (a tedy i správnosti obecné teorie relativity) plynoucí z pozorování slavného binárního pulsaru PSR 1913+16.

Tento systém dvou kompaktních neutronových hvězd obíhajících velmi blízko sebe (řádově ve vzdálenosti 1 milion kilometrů) s periodou zhruba 8 hodin byl objevem v roce 1974 Josephem Taylorem a Russellem Hulsem [6]. Dlouhodobým měřením se zjistilo, že oběžná perioda dvojhvězdného systému se systematicky zkracuje o hodnotu 76 mikrosekund za rok, což je přesně hodnota, jakou pro takový systém předpovídá Einsteinova teorie. Vyzařováním gravitačních vln se totiž ze systému odnáší vazebná energie, takže se obě složky k sobě spirálovitě přibližují o 3 metry za rok a perioda jejich oběhu klesá. Za uvedený objev byli jeho autoři poctěni v roce 1993 Nobelovou cenou za fyziku, čímž byla existence gravitačních vln de facto oficiálně uznána i slovutnou stockholmskou institucí.

Detektory gravitačních vln včera, dnes a zítra

Honbu za nesnadným cílem, jaký přímá detekce gravitačních vln představuje, odstartovalo v 60. letech pionýrské úsilí Josepha Webera. Se svými spolupracovníky v Marylandu navrhl a sestrojil řadu tzv. rezonančních detektorů, velkých hliníkových válců o hmotnosti až 2 tun, zkonstruovaných takovým způsobem, aby se průchodem gravitační vlny rozkmitaly a "rozezněly" v důsledku rezonančního efektu.


(zdroj: LIGO Laboratory)

Ačkoli byly Weberovy detektory na svoji dobu překvapivě citlivé (dosahovaly citlivosti h = 10-16 ), na zachycení vln generovaných astrofyzikálními zdroji zdaleka nestačily [7]. Ani jejich dokonalejší následníci zatím úspěšní nebyli, přestože užívají mnohem lepší kvantové senzory a tepelný šum potlačují chlazením na teploty blízké absolutní nule. Kryogenní zařízení pracující při T = 3 K jako je EXPLORER (laboratoř v CERNu), ALLEGRO (USA) nebo NIOBE (australský Perth) dosahují citlivosti kolem h = 10-18. Italské superkryogenní detektory (T = 0,01 K) NAUTILUS ve Frascati u Říma a AURIGA v Legniaro mají citlivost dokonce h = 10-19. Hlavní nevýhodou rezonančních detektorů je však jejich naladění na privilegovanou rezonanční frekvenci (většinou kolem 900 Hz) a tedy neschopnost zaznamenávat případné signály v širokém frekvenčním pásmu. To pochopitelně snižuje jejich celkovou účinnost i potenciální užitečnost.
Zdá se proto, že budoucnost bude patřit spíše širokospektrálním detektorům gravitačních vln jiného typu - obřím interferometrům [8]. K pokusu o detekci gravitačních vln použili interferometr poprvé Rainer Weiss a Weberův žák Robert Forward počátkem 70. let. Nápad je to velmi přirozený. Efekt gravitační vlny je totiž právě takový, že v příčné rovině periodicky zkracuje a prodlužuje vzdálenost mezi centrálním polopropustným zrcátkem a odrazivým testovacím tělesem volně zavěšeným na konci jednoho ramene, zatímco současně zvětšuje a zmenšuje vzdálenosti ve druhém rameni interferometru kolmém na rameno první. Výsledkem je periodický posun interferenčních proužků, který je úměrný amplitudě h gravitační vlny.


V 90. letech byl nejlepším detektorem tohoto typu čtyřicetimetrový interferometr MARK 2 s citlivostí řádově h = 10-18 zkonstruovaný na Caltechu v americké Pasadeně skupinou soustředěnou kolem Kipa Thorna a Ronalda Drevera.


(California Institute of Technology)

Podobná zařízení byla koncem století sestrojena a testována i v Evropě, konkrétně v Garchingu a Glasgow ve skupinách kolem Karstena Danzmanna, Jamese Hougha a Bernarda Schutze. Dnes již je ovšem zřejmé, že gravitační vlny s amplitudou h = 10-18 se mohou vyskytovat jen vzácně, například tehdy, dojde-li k výbuchu supernovy v relativně blízké oblasti v naší Galaxii. Aby se však z detekce gravitačních vln mohl stát vědecký pozorovací program, je zapotřebí vybudovat novou generaci interferometrů s citlivostí alespoň tisíckrát lepší.
Dosáhnout citlivosti řádu h = 10-21 není ale pochopitelně vůbec snadné. Testovací tělesa vzdálená např. 1 km se vlivem takto slabé gravitační vlny přiblíží jen o 10-18 m, pouhou tisícinu rozměru protonu! Na první pohled se zdá být zhola nemožné změřit tak nepatrný posun pomocí světla s vlnovou délkou 10-6 m a zrcadel složených z atomů o rozměrech 10-10 m, to vše za neustálé přítomnosti seismické aktivity zemského povrchu řádu 10-6 m. A přesto je něco takového teoreticky i technicky možné. Je však zapotřebí vyvinout precizní optický systém s  vysoce stabilním laserem, nebývale kvalitními křemennými zrcadly a kompenzačními servomechanismy, vše vnořit do vysokého vakua s hodnotami tlaku menšími než 10-9 Pa, zkonstruovat účinné izolátory vnějších vibrací, nalézt sofistikovanější metody analýzy získaných dat. Především je ovšem nutno řádově zvětšit rozměry interferometru.
V roce 2000 byl v Japonsku uveden do testovacího provozu první pokusný detektor nové generace TAMA 300 s délkou ramen 300 m:


(TAMA project)

O rok později ho následoval dvakrát tak velký německo-britský interferometr GEO 600:


(Photo: GEO600)

Velké šance na titul prvního detektoru, který přímým způsobem zaznamená gravitační vlny, se však všeobecně vkládají až do ambiciózního amerického projektu LIGO (zkratka Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory), případně do konkurenčního italsko-francouzského zařízení VIRGO.

detektor umístění země rozměry rok adresa http://
MARK 2 Pasadena USA 40 m 1991 www.ligo.caltech.edu
TAMA 300 Tokio Japonsko 300 m 2000 tamago.mtk.nao.ac.jp
GEO 600 Hannover Německo, Británie 600 m 2001 www.geo600.uni-hannover.de
LIGO Hanford, Livingston USA 4 km 2002 www.ligo.caltech.edu
VIRGO Pisa Itálie, Francie 3 km 2003 www.virgo.infn.it
LISA vesmír ESA, NASA 5 mil. km 2012 ? sci.esa.int/lisa , lisa.jpl.nasa.gov

Observatoř LIGO se skládá ze dvou takřka identických interferometrických systémů vzdálených od sebe 3000 km, jež budou pracovat v koincidenčním režimu, aby bylo možné lépe odfiltrovat místní rušivé vlivy. Jeden byl postaven v Hanfordu (stát Washington):


(LIGO Laboratory)

druhý v Livingstonu (stát Louisiana):


(LIGO Laboratory)

Délka jejich ramen umístěných v nadzemních betonových tunelech dosahuje nebývalých 4 km. Stanice v Hanfordu pak navíc obsahuje ještě poloviční interferometr délky 2 km. Vakuový systém, především ocelové trubky o průměru 1,2 m a speciální vertikální komory dosahuje objemu 9000 m3, takže je to zdaleka největší vakuová aparatura na světě (mnohem větší než v urychlovačích CERNu). Optický systém pracuje v obou ramenech jako Fabryho-Perotova rezonanční dutina, což téměř stonásobně prodlužuje efektivní optickou délku. Ultrastabilní pevnofázový Nd:YAG generující laser září v infračervené oblasti 1064 nm. Jeho výkon je sice pouhých 10 W, díky výkonové recyklaci však postupně "napumpuje" do optického systému několik kW. Ve vakuových komorách jsou umístěny desítky vysoce kvalitních optických prvků. Řada z nich má rozměr až 25 cm, přesnost vyleštění ploch přitom dosahuje hodnot menších než 0,8 nm (to odpovídá rozříznutí Země podél rovníku s maximální odchylkou plochy řezu 1 cm). Odrazivost reflexních vrstev je 99,999 998 %.
V průběhu roku 2002 byl celý složitý systém dokončován a laděn. Citlivosti h = 10-21 projektované pro první fázi provozu dosáhnul v roce 2003 a začala první vědecká měření.

Tvůrci a stavitelé observatoře LIGO doufají, že to budou právě oni, kdo dobudou Nobelovy ceny za první přímou detekci Einsteinem již dávno předpověděných gravitačních vln. Mají pro to všechny předpoklady, konkurence se ovšem v poslední době přiostřila. Představují ji nejen oba zmíněné menší avšak stále vylepšované interferometry TAMA 300 a GEO 600, ale zejména evropská observatoř VIRGO s délkou ramen 3 km budovaná u městečka Cascina, jen několik kilometrů od Pisy (kde Galileo Galiei prováděl první experimenty s gravitací).


(Eurelios 2000)

Ta byla rovněž dokončena v roce 2003, a navíc je díky speciálně vyvinutým osmimetrovým tlumícím závěsným systémům citlivější v oblasti velmi nízkých frekvencí okolo 10 Hz (LIGO vykazuje největší citlivost v okolí 100 Hz). Nechme se tedy překvapit, jak nakonec tento prestižní vědecko-technický souboj dopadne...

Detektory pozítří

Nová generace interferenčních detektorů gravitačních vln ještě ani nebyla uvedena do rutinního provozu, vědci ale již hledí do vzdálenější budoucnosti. Samozřejmě se počítá s postupným zdokonalováním observatoří LIGO (označované jako tzv. LIGO II ) i VIRGO, případně s ještě robustnějšími interferometry. Ty by měly začít pracovat kolem roku 2007 a dosáhnout takřka neuvěřitelné citlivosti až h = 10-23. Toho má být dosaženo vylepšením na mnoha stranách: výkonnějším laserem (uvažuje se o 180 W), těžšími a kvalitnějšími safírovými zrcadly (hmotnosti 30 kg) zavěšenými na páscích z křemíku, recyklací signálu, laditelnou frekvenční charakteristikou, sofistikovanější aktivní seismickou izolací. Výsledkem bude výrazně lepší odstup signálu od šumu, což prakticky umožní zahájit éru experimentální gravitační astronomie.
Zvětšovat dále rozměry ramen je však neschůdné, zejména s ohledem na cenu vakuového systému. Zcela principiální omezení klade také všudypřítomná seismická aktivita, která naprosto znemožňuje detekci gravitačních vln frekvencí menších než 1 Hz pozemskými detektory. Nezbývá, než začít uvažovat o stavbě interferometru v kosmickém prostoru. Právě to je cílem velmi ambiciózního projektu LISA (Laser Interferometer Space Antenna), jenž se rodí ve spolupráci evropské a americké kosmické agentury ESA a NASA. Projekt předpokládá vytvoření detektoru ve tvaru pomyslného rovnostranného trojúhelníka o stranách kolem 5 milionů kilometrů tvořeného družicemi umístěnými v jeho vrcholech. Vzájemná vzdálenost družic by se neustále interferometricky proměřovala. Celá soustava by obíhala kolem Slunce ve vzdálenosti 1AU, tj. sledovala by dráhu Země, ale tak, aby úhel Země-Slunce-detektor byl zhruba 20° :


(ESA)

Každá z družic by obíhala po své specifické dráze s vhodně zvolenou excentricitou, sklonem k ekliptice a uzlovou přímkou, takže trojúhelníková konfigurace by zůstávala s velkou přesností konstantní a svírala s rovinou ekliptiky úhel 60°. Rovina detektoru by se přitom stáčela (s periodou jednoho roku). S využitím Dopplerova efektu by proto bylo možné dosti přesně stanovit polohy případných zdrojů na obloze: úhlové rozlišení pro nejsilnější zdroje by mohlo být dokonce lepší než úhlová minuta.
Aby se vyloučily negravitační vlivy, bude použita technika aktivního udržování na "bezsilové trajektorii" známá z geodetických družic. Uvnitř každé družice se bude nacházet naprosto volně se pohybující testovací těleso, pravděpodobně krychle o stranách 4 cm vyrobená ze speciální slitiny platiny a zlata s nulovou magnetickou susceptibilitou. Vlastní družice bude korigovat svůj pohyb tak, aby poloha krychle vznášející se ve vakuové titanové dutině uvnitř sondy zůstávala konstantní. Zmíněná krychle bude tvořit vlastní srdce družice, jak je zřejmé z předběžného schématu družice. Paprsek emitovaný laserem se bude odrážet od zrcadlové stěny testovací krychle a poté bude prostřednictvím Cassegrainova teleskopu o průměru 30 cm vyslán do příslušného ramene. Na jeho konci se odrazí od testovací krychle druhé družice, zesílí jejím laserem beze změny fáze a odešle zpět. Po dalším odrazu na první krychli se smíchá s částí vyslaného světla a interference bude zaznamenána detektorem. Signál bude porovnán s analogickými signály z dalších dvou ramen a předán na Zemi prostřednictvím telemetrie.
Hlavní předností LISA budou především obrovské rozměry interferometru a naprostá nepřítomnost seismického rušení. Díky tomu se LISA stane opravdu robustním detektorem gravitačních vln, který narozdíl od svých pozemských kolegů bude pracovat v režimu, kdy signál bude až o mnoho řádů převyšovat šum. Především se však otevře naprosto nové, nízkofrekvenční gravitační okno do vesmíru. Jak je podrobně popsáno například v článku [9], právě v oblasti 1 Hz až 10-4 Hz vydává gravitační záření celá řada extrémně zajímavých astrofyzikálních zdrojů, především kompaktních binárních systémů v naší Galaxii a velmi hmotných černých děr v galaxiích vzdálených. LISA, vybraná jako jedna z budoucích klíčových vědeckých misí Evropské kosmické agentury ESA s plánovanou realizací po roce 2010, nám poodhalí roušku jejich tajemství.

Shrnutí

Ještě před půl stoletím jsme byli při zkoumání vesmíru odkázáni na pozorování v oboru viditelného světla. Teprve rozvoj radiotechniky, elektroniky a kosmonautiky umožnil vznik astronomie "neviditelna". Astronomové začali nahlížet a studovat vesmír prostřednictvím celého elektromagnetického spektra, nejen v úzkém pásmu vlnových délek zachytitelných očima. Zrodila se radioastronomie a po ní přišla pozorování v oboru ultrafialovém, infračerveném, rentgenovém a gama (shrnutí poznatků o tom, jak se nám vesmír jeví při pozorování v těchto oborech lze nalézt např. v [10]). Jestliže po celé věky hledělo lidstvo na oblohu v necelé jediné oktávě viditelného světla, dnes je nám dáno "naslouchat" vesmírné elektromagnetické skladbě v rozsahu 96 oktáv pokrývajících vlnové délky řádově od 10-24 m (gama fotony) do 105 m (záření typu III ze Slunce). Analýza elektromagnetických vln dodnes představuje takřka výhradní zdroj informací o kosmických objektech a procesech. Ostatní metody (přímý průzkum pomocí meziplanetárních sond, detekce částic kosmického záření, slunečního větru, neutrin atd.) stále poskytují v podstatě jen doplňující údaje, s čestnou výjimkou průzkumu Měsíce.
Prostřednictvím elektromagnetických vln, tedy jen nepřímo, se prozatím musíme dovídat i o projevech gravitace, oné dominantní vesmírné interakce. Je to docela absurdní situace, s trochou nadsázky přirovnatelná k nelehké úloze diváka porozumět hudbě orchestru jen na základě pozorování pohybů taktovky dirigenta, tedy umět "vnímat" zvuk jen pomocí zraku. Cílem tohoto příspěvku bylo ukázat, že pravděpodobně již záhy budeme moci přímo zaznamenávat gravitační pole některých vzdálených kosmických objektů. Umožnit by to měla celosvětová síť interferenčních detektorů gravitačních vln, která se v současné době intenzivně buduje.


Vybuchující a srážející se hvězdy nebo černé díry zaplňují prostor gravitačními vlnami, periodickými deformacemi prostoročasu. Vesmír připomíná hluboký bazén, neustále čeřený proplouvajícími rybami. Podobně jako lze na pobřeží zaslechnout zvuky velryb plující pod vodní hadinou, tak i "gravitační zvuky" vzdálených hvězd doléhají až k nám na Zemi, byť velmi slabounce. Právě dokončované detektory nám poprvé v historii umožní uslyšet jejich kosmickou symfonii.
Zprvu půjde především o další důležité ověření platností Einsteinovy obecné teorie relativity. Záhy se však z detekce gravitačních vln vyvine nový a významný pozorovací nástroj astronomie a astrofyziky. Poskytne nám přímé informace o extrémně energetických procesech odehrávajících se v  jádrech velmi hustých objektů. Kupříkladu při zániku typického binárního systému se prostřednictvím gravitačních vln uvolní energie řádu až 1047 W, což je 1021 krát více než činí veškeré elektromagnetické vyzařování Slunce. Na pár milisekund tak obě srážející se složky gravitačně zazáří jako celý vesmír v elektromagnetickém oboru - opravdu spektakulární konec jejich existence...
Úkol měřit gravitační vlny je technicky náročný, na první pohled zdánlivě nemožný, avšak vynakládané úsilí i prostředky rozhodně stojí za to. Skrze nové, gravitačně-vlnové okno do vesmíru získáme unikátní poznatky, které nám dále poodhalí roušku kosmických tajemství. Není proto pochyb, že v budoucnu o gravitačních vlnách a jejich detektorech - pozemských i kosmických - ještě hodně uslyšíme.

Literatura

[1] L.Dvořák: skripta Obecná teorie relativity a moderní fyzikální obraz vesmíru (SPN, Praha, 1984);
      J.Horský, J.Novotný a M.Štefaník: Mechanika ve fyzice (Academia, Praha, 2001).
[2] C.M.Will: Theory and Experiment in Gravitational Physics (Cambridge University Press, Cambridge, 1981).
[3] J.Bičák a V.N.Rudenko: skripta Teorie relativity a gravitační vlny (Univerzita Karlova, Praha, 1986);
      J.Bičák: Zářivé prostoročasy, Čs. čas. fyz. A50 (2000) 249.
[4] J.Podolský: Gravitační vlny a možnosti jejich detekce, Pokroky mat. fyz. a astr. 40 (1995) 272.
[5] jeho zatím nejpodrobnější měření provedla sonda WMAP, http://map.gsfc.nasa.gov/
[6] J.Bičák: Nová relativistická laboratoř - pulsar ve dvojhvězdě, Čs.čas.fyz. A25 (1975) 628;
      R.N.Manchester a J.H.Taylor: Pulsars (Freeman, San Francisco, 1977);
      J.H.Taylor a J.M.Weisberg: Further experimental tests of relativistic gravity using the binary pulsar PSR 1916+16, Astrophysical Journal 345 (1989) 434;
      V.Vanýsek: Nobelova cena za fyziku 1993, Pokroky mat. fyz. a astr. 39 (1994) 223.
[7] M.Závětová a K.Závěta: Gravitační vlny objeveny?, Čs.čas.fyz. A20 (1970) 94;
       J.Langer: Pozorování gravitačních vln, Čs.čas.fyz. A24 (1974) 501;
       V.Marvanová: Detekce gravitačních vln, Pokroky mat. fyz. a astr. 21 (1976) 276.
[8] J. Podolský: Gravitační vlny: výzva pro příští století, Čs.čas.fyz. A49 (1999) 113;
       N.A.Robertson: Laser interferometric gravitational wave detectors, Class.Quantum Grav. 17 (1999) R19.
[9] B.F. Schutz: Zdroje gravitačních vln nízkých frekvencí, Čs.čas.fyz. A49 (1999) 120.
[10] J. Kleczek: Vesmír kolem nás (Albatros, Praha, 1986).

© J.Podolský 20 March 2004, <podolsky@mbox.troja.mff.cuni.cz>
© obrázky a animace: převzaty z výše uvedených zdrojů