Po sto letech potvrzeny gravitační vlny.

 

Vladimír Wagner

 

 

S gravitačními vlnami jsem se setkal jako kluk. Fascinovala astronomie a hltal jsem populární knížky o ní. A už v té době experimentoval Joseph Weber se svými rezonančními detektory gravitačních vln založenými na velkém hliníkovém válci. Několikrát se zdálo, že už je zachytil. Alespoň v mých klučičích očích už bylo pozorování gravitačních vln z výbuchů supernov a dalších vesmírných událostí na spadnutí. Později se ukázalo, že to nebude tak jednoduché a postupně jsem skoro přestal věřit, že se pozorovací astronomie gravitačních vln dožiji.

 

 

Gravitační vlny roztáhnou prostor v jednom směru a stlačí ve směru kolmém. Změní se tak vzdálenosti prvku rozdělujícího světlo a zrcadel na konci vzájemně kolmých kanálů (zdroj modifikovaný z článku spolupráce LIGO).

 

Sto let čekání na detekci gravitačních vln

 

V roce 2013 obdrželi Peter Higgs a Francois 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 muselo čekat celé století. Albert Einstein popsal vznik vln v časoprostoru šířících se rychlostí světla v článku vydaném v roce 1916. Tyto příčné vlny kvadrupólové povahy plynuly z jeho obecné teorie relativity. Diskuze o jejich existenci trvala delší dobu. I Albert Einstein měl o tom v určitých okamžicích pochybnosti. Ovšem postupné zlepšování metod řešení rovnic obecné teorie relativity ukazovalo, že jsou její nedílnou součástí.

V šedesátých letech začaly zmíněné experimenty Josepha Webbera se 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 prostoročasu, 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. Metoda dvou detektorů umožňující identifikovat vliv místních otřesů se používá i u současných experimentálních zařízení. Hlavním problémem těchto systémů bylo, že jsou rezonanční a pracují tak jen na velmi omezeném rozsahu frekvencí. Dnes už také víme, že citlivost jeho 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 PhD student Russel A. Hulse prováděli systematické hledání pulsarů pomocí radioteleskopu o průměru 300 m v Arecibu. Pulsary jsou rychle rotující neutronové hvězdy s různým sklonem rotační a magnetické osy. Vysílají směrovaný radiový signál, který při jejich rotaci zametá okolní prostor. Perioda rotace je v řádu sekunda až jejich zlomků. Pokud vyzařování zasáhne i Zemi, projeví se to rádiovým pulsem. Zmíněným astronomům se podařilo objevit velice speciální pulsar, který se vyskytoval ve dvojhvězdě, jejíž druhou komponentou je opět neutronová hvězda se zhruba stejnou hmotností. Hmotnosti složek jsou 1,44 a 1,39 hmotností Slunce. Pulsar 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 km. Jejich oběžná doba je 7,75 hod. Pohybují se tak v extrémním gravitačním poli a pulsar navíc funguje jako velice přesné hodiny. Systém je tak ideální pro testy Einsteinovy obecné teorie relativity. S jeho pomocí se tak studovala řada efektů, 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 potvrdilo tuto předpověď Einsteinovy teorie. V roce 1993 byli Russel A. Hulse a Joseph H. Taylor za objevení tohoto pulsaru oceněni Nobelovou cenou. Tento důkaz gravitačních vln byl sice nepřímý, ale na jeho základě už nezůstaly žádné pochybnosti o jejich existenci. Tím větší výzvou se stala jejich detekce.

 

 

Schéma interferometrického zařízení pro detekci gravitačních vln. V daném případě jde v případě vzdáleností a výkonů o zařízení VIRGO. (Zdroj VIRGO).

 

Interferenční detektory

 

Cestou k tomu se měly stát interferenční detektory. Využívají stejného principu, na kterém byl založen slavný Michelsonovův interferometr. Pomocí něho se prokázalo, že světlo se pohybuje stejnou rychlostí nezávisle na směru jeho emise vůči pohybu Země. A 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. Pokud se bude detektor gravitačních vln skládat z interferometru, který bude mít dvě na sebe kolmá ramena a bude mít vhodné směrování vůči směru pohybu těchto vln, bude velmi citlivý ke vznikajícím relativním změnám polohy těles (zrcadel) na konci těchto ramen.

U takového detektoru se koherentní záření s 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 seismických 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 takového extrémního jevu, jako je blízké splynutí dvou černých děr a silný signál, je relativní posun pouze 10-21. To znamená pro vzdálenost 1 km o 10-18 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 díky Fabry-Perotově rezonanční dutině.

 

http://www.nature.com/polopoly_fs/7.29461.1442250914!/image/for%20web%20ligo1_h.jpg_gen/derivatives/landscape_630/for%20web%20ligo1_h.jpg

 

Observatoř LIGO – část v Luisianě (zdroj LIGO/NSF)

 

Gravitační observatoře VIRGO a LIGO.

 

V současné době funguje několik interferometrických detekčních systémů gravitačních vln. V Evropě jsou dva. Prvním je GEO600 nedaleko Hanoveru s délkou ramen 600 m. Druhým pak je observatoř VIRGO nedaleko města Pisa v Itálii, jejíž ramena jsou 3 km. Ve Spojených státech funguje zařízení LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory), které se skládá ze dvou detektorů, kterými jsou interferometry s rameny o délce 4 km. Jsou umístěny 3000 km od sebe. První je na severozápadě Spojených států v Hanfordu (Washington) a druhý na jihovýchodě v Livingstonu (Louisiana). Dva nezávislé detektory umožňují odfiltrovat lokální zdroje poruch.

A právě systém LIGO byl tím úspěšným, kterému se první detekce gravitačních vln podařila. Budování detektorového systému bylo zahájeno v roce 1994 a první série měření pak proběhla mezi roky 2002 a 2010. Během první etapy pozorování se žádné gravitační vlny zachytit nepodařilo. 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.

Vylepšená verze detekčního zařízení se označuje jako aLIGO (advanced LIGO) a průlomové bylo hlavně zvýšení citlivosti v oblasti dolní hrance frekvenčního rozsahu detektoru v řádu desítek hertzů. Právě na této frekvenci by měla být nejlépe pozorovatelná splynutí černých děr. A právě splynutí černých děr byl nejpravděpodobnější kandidát pro první detekci. V dřívější době tímto kandidátem 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.

 

 

Pohled do zrcadla projektu LIGO. V daném případě zkoumá technik Gary Traylor 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. (zdroj LIGO).

 

Gravitační vlny konečně zachyceny

 

V září 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 byl 7 ms. Vzdálenost detektorů je taková, že časový rozdíl mezi příchodem signálu v nich musí být podle směru příletu gravitačních vln menší než 10 ms. Relativní smrštění a protažení časoprostoru bylo v řádu 10-21. Signál získaný v obou detektorech je velmi podobný a jeho dominantní část proběhla zhruba za 150 ms. Jeho struktura velice dobře odpovídá tomu, že jde o pozorování splynutí dvou černých děr. Lze pozorovat 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 Hz do 250 Hz.

V minulých letech se teoretickým fyzikům, kteří se zabývají výpočty průběhu splynutí černých děr pomocí obecné teorie relativity, podařilo dosáhnout obrovského pokroku. Mají otestováno velké množství možných případů a získali rozsáhlý katalog možných průběhů vyzařování gravitačních vln. Proto bylo možné z analýzy signálu získat velice přesný popis systému, u kterého k události došlo. Jeho černé díry měly hmotnosti 36 a 29 hmotností Slunce. Vzniklá černá díra pak 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 tohoto systému je okolo 1,3 miliardy světelných let. A 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.

Kromě první přímé detekce gravitačních vln je toto pozorování nyní označované jako GW150914 prvním přímým důkazem existence černých děr. Zároveň pozorování umožnilo získat řadu velmi přesných údajů o binárním systému černých děr a jejich splynutí. To, že první detekce proběhla tak rychle po zahájení provozování vylepšeného detektoru LIGO, naznačuje, že jeho citlivost se dostala do oblasti, kdy je pravděpodobnost zachycení takového jevu velmi vysoká. Dá se tak očekávat, že v průběhu dalšího dlouhodobého měření se bude katalog pozorovaných případů postupně rozšiřovat. Zatím neoficiálně se mluví o několika realizovaných pozorování v průběhu posledních dvou měsíců loňského roku. Je však potřeba počkat na pečlivou kontrolu pozorování. Vždyť i s vyhlášením rozebíraného pozorování GW150914 čekali autoři pět měsíců. Během této doby se prováděla velmi pečlivá kontrola všech okolností, které pozorování provázely. Je to velmi důležité. Příslušný jev totiž byl pozorován právě jen detektorem gravitačních vln. To sice odpovídá předpokladům, ale nemáme tak žádnou další nezávislou kontrolu z jiného typu detektorů. Kolegové, kteří rozumí výpočtům průběhu splynutí černých děr pomocí obecné teorie relativity, konstatují, že průběh signálu je velmi typický a přesvědčivý. A že nechává jen minimální prostor pro pochybnosti. Přesto bude úplným potvrzením teprve pozorování dalších případů, které se dají očekávat s frekvencí i několika za měsíc.

 

 

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.

Éra astronomie gravitačních vln začíná

 

Tímto pozorováním se zahájilo zkoumání vesmíru v oboru gravitačních vln. Pozorovaný jev nastal v kosmologických vzdálenostech od nás a sledujeme tak daleko mladší období našeho vesmíru. To by mohlo vysvětlovat i to, že hmotnosti obou černých děr jsou tak nečekaně velké. V raných stádiích vesmíru byla jeho hmota složena pouze z vodíku a hélia. Těžší prvky vznikly ve hvězdách až později. V té době tak vznikaly hvězdy z větší hmotností a svítivostí. Zároveň probíhal vznik hvězd hromadněji a nejspíše byla i vyšší pravděpodobnost vzniku násobných systémů. Parametry amerického systému LIGO se budou ještě zlepšovat. Již brzy by měl začít pozorovat vylepšený evropský systém VIRGO. Fyzikové obou detekčních systémů spolu velmi intenzivně spolupracují. To se projevilo i v tom, že autory publikace o první detekci gravitačních vln jsou obě spolupráce. V současné době 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. Připravuje se stavba ještě pokročilejšího a citlivějšího podzemního systému KARGA v Japonsku a dokonce vesmírného systému LISA. Ty by umožnily studovat nejen splynutí černých děr, ale také výbuchy supernova a binární pulsary. Tyto jevy by se daly pozorovat i pomocí jiného záření a umožnily by kombinaci nezávislého pozorování z různých přístrojů. Je vysoce pravděpodobné, že zahájení éry astronomie gravitačních vln bude 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 pomocí nich. Jedná se o Kipa S. Thorne, Reinera Weise a Ronalda Drevera. Pro mě je tento objev jedním ze splněných klukovských snů a tak bych určitě nobelovské ocenění zmíněným fyzikům moc přál.

 

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 v dolním obrázku. Pak je možné dostat srovnáním intenzity signálu a předpokládané uvolněné energie ve formě gravitačního záření vzdálenost systému okolo 410 (160) Mpc.

 

V Řeži 22. 3. 2016


Zpet