Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 42 (vyšlo 27. listopadu, ročník 13 (2015)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Mají gravitační vlny naději?

Petr Kulhánek

V minulém bulletinu (AB 41) jsme se zabývali interferometrickými detektory LIGOLIGO – Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory, největší světový interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 4 km. Postaveny jsou dva velké detektory stejného typu, jeden v Livingstonu a druhý v Hanfordu (USA). Oba velké přístroje doplňuje dvoukilometrový interferometr v Hanfordu. Frekvenční rozsah detektoru je od 10 Hz do 10 kHz. Detektor byl uveden do provozu v roce 2002. Od roku 2010 do roku 2015 probíhala kompletní rekonstrukce, jejímž cílem bylo výrazné zvýšení citlivosti přístroje. První přímá detekce gravitačních vln se podařila 14. září 2015. Za první dva roky po rekonstrukci byly zachyceny čtyři prokazatelné signály a jeden statisticky málo průkazný.VirgoVIRGO – největší evropský interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 3 km. Je umístěn u vesničky Cascina, 10 km od italské Pisy proslulé svou šikmou věží. Detektor byl uveden do provozu v roce 2007. Od roku 2010 do roku 2017 probíhala rekonstrukce, jejímž cílem bylo podstatné zvýšení citlivosti. První experimentální běh po rekonstrukci proběhl v srpnu 2017 (společné pozorování s americkým LIGO) a 14. srpna se podařilo zachytit první gravitační signál. Detektor Virgo je součástí observatoře EGO (European Gravitational Observatory). Pro přístroj po rekonstrukci se také často používá zkratka AdV (Advanced Virgo)., které prošly rozsáhlou rekonstrukcí a mají jistou naději na detekci gravitačních vln. Dnes se zaměříme na obří detektory stavěné ve vesmíru a další možnosti záchytu gravitačních vlnGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO., které jsou jedním z posledních jevů obecné relativity, jež byly detekovány pouze nepřímo.

Gravitační vlna

Gravitační vlny jsou jemné záhyby časoprostoru  šířící se rychlostí světla.
Zdroj: Pierre Binétruy, APC, Paris.

Gravitační interakce – interakce působící na všechny částice bez výjimky. Má nekonečný dosah a její intenzita ubývá s kvadrátem vzdálenosti. Současnou teorií gravitace je obecná relativita publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Podle této teorie kolem sebe každé těleso zakřivuje prostor a čas a v tomto pokřiveném světě se tělesa pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Obecná relativita předpověděla řadu jevů, které z Newtonovy teorie gravitace nevyplývají.

Gravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO.

LISA – Laser Interferometry Satellite Antenna, společný projekt ESA a NASA tří sond obíhajících kolem Slunce. Jejich cílem mělo být interferometrické měření gravitačních vln. Ramena interferometru (vzájemná vzdálenost sond) měla být 5 000 000 km. Realizace se postupně odsouvala, v roce 2011 NASA konstatovala, že projekt nemůže z finančních důvodů uskutečnit. ESA v projektu pokračovala pod názvem NGO (New Gravitational Observatory), v roce 2012 ale byla dána přednost jinému velkému projektu JUICE (mise k Jupiteru). V současnosti je projekt opět vzkříšen pod názvem eLISA (evolved LISA), ramena interferometru by měla být veliká milion kilometrů a zařízení by mělo startovat v roce 2034. V roce 2017 se projekt dostal pod označením L3 do úzkého výběru velkých (L, Large) misí Evropské kosmické agentury.

Inflace – prudké (exponenciální) zvětšení rozměrů raného vesmíru. Zpravidla se dává do souvislosti s oddělením silné interakce v čase 10−35 s od hypotetické nuly dané zpětnou extrapolací expanze. V průběhu inflace dojde k zvýšení entropie faktorem 1090 až 10120 a k zvětšení rozměrů faktorem 1030 až 1050. Uvolněná energie je minimálně 1060 GeV, způsobí opětovné ohřátí vesmíru a vznik stochastických reliktních gravitačních vln. Některé modely kladou inflaci do ještě ranějších fází vývoje vesmíru. Pokud ale inflace existovala, je ona samotná skutečnou časovou nulou, skutečným počátkem našeho vesmíru.

LISA, NGO a eLISA

O vyslání obřího detektoru gravitačních vlnGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO. do vesmíru se uvažovalo už na konci 20. století. Celý projekt získal základní obrysy kolem roku 2000, kdy započala hlubší spolupráce mezi americkou vesmírnou agenturou NASANASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, byl založen v roce 1958. Jde o instituci zodpovědnou za kosmický program USA a dlouhodobý civilní i vojenský výzkum vesmíru. K nejznámějším projektům patří mise Apollo, která v roce 1969 vyvrcholila přistáním člověka na Měsíci, mise Pioneer, Voyager, Mars Global Surveyor a dlouhá řada dalších. a její sesterskou agenturou ESAESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 18 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky jsou v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1964 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane. Česká republika vstoupila do ESA v listopadu 2008. v Evropě. Původně se uvažovalo o trojici sond na samostatné dráze kolem SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.. Sondy by letěly ve formaci rovnostranného trojúhelníku a za pomoci laserů by velmi přesně zaměřovaly polohu testovacích těles – krychlí ze slitiny zlata a platiny o hraně 40 cm. Vzdálenost mezi sondami měla být 5 milionů kilometrů. Dne 8. dubna 2011 Spojené státy z projektu jednostranně vystoupily. Evropská kosmická agentura se rozhodla v přípravě mise pokračovat pod novým názvem NGO (New Gravitational Observatory). Projekt poněkud zeštíhlel, vzdálenost mezi sondami se snížila na milion kilometrů a jen jedna (centrální sonda) měla komunikovat s dvěma koncovými sondami. Interferometr Nové gravitační observatoře tedy měl být jen dvouramenný. V roce 2012 ale tento projekt zcela propadl v konkurenci jiných projektů (viz AB 19/2013).

LISANGO

Nalevo je umělecká vize původního projektu LISA, napravo je evropská Nová gravitační observatoř NGO. Oba projekty jsou bohužel již nenávratnou minulostí. Zdroj: ESA/NASA.

Tým vědců, který se podílel na vývoji projektů LISA a NGO se ale nevzdal. Hned v roce 2012 bylo založeno konsorcium eLISA (evolved LISA), které mělo za cíl pokračovat v započatém díle a připravit životaschopný projekt. V tuto chvíli se zdá, že se to podařilo, neboť ESA počítá s vypuštěním trojice sond eLISA v roce 2032 a v letošním roce by dne 2. prosince měl startovat první test budoucí mise – LISA Pathfinder. Představme si proto nový projekt podrobněji.

Konsorcium eLISA je složeno z osmi členských zemí: na přípravě se podílí Dánsko, Francie, Holandsko, Itálie, Německo, Španělsko, Švýcarsko a Velká Británie. Dvouramenný interferometr budou tvořit tři sondy, velikost ramen bude 1 milion kilometrů. Interferometr bude umístěn v Lagrangeově boděLagrangeovy body – pět bodů v sousedství dvou obíhajících hmotných těles, ve kterých je gravitační a odstředivá síla vyrovnána. Polohu těchto bodů poprvé vypočítal italsko-francouzský matematik Joseph-Louse Lagrange. Velmi výhodné je například umístění sond určených k pozorování vzdáleného vesmíru do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel). Naopak, do bodu L1 soustavy Země-Slunce se umísťují sondy určené pro monitorování Slunce (například SOHO). Lagrangeův bod L3 soustavy Země-Slunce leží opačné straně Slunce, nepatrně dále, než je oběžná dráha Země. Body L4 a L5 neleží na spojnici obou těles, ale tvoří s nimi rovnostranné trojúhelníky. L3 soustavy Země-Slunce. Konsorcium vede prof. Karsten Danzmann, který byl vedoucím týmu, jenž připravoval původní projekt LISA. Prof. Danzmann je ředitelem Ústavu Alberta Einsteina v Hannoveru (tento prestižní ústav je součástí MPIMPI – Max Planck Institute, největší síť vědeckých ústavů v Německu s pobočkami v mnoha velkých městech.). Největším problémem je samozřejmě zaměření testovací krychle na koncové sondě. Laserový paprsek na takovou vzdálenost výrazně ztratí na intenzitě. Pokud by laser vysílal z centrální sondy svazek s výkonem jeden watt, odrazná krychle na koncové sondě zachytí pouze 250 pikowattů. Vezmeme-li v úvahu ještě cestu odraženého svazku zpět k centrální sondě, jde o útlum v řádu 10–20, což znamená, že na mateřskou sondu by se vrátil jeden jediný fotonFoton – polní částice elektromagnetické interakce, kvantum energie elektromagnetického záření. Má nulovou klidovou hmotnost a nemá elektrický náboj. Jeho energie a hybnost jsou přímo úměrné frekvenci záření (E = ħω, p = E/c). Stav fotonu zahrnuje také polarizaci, protože jde o příčné vlnění. jednou za tři dni. Takové měření by bylo samozřejmě k ničemu. Proto se na přijímací sondě zachytí informace o fázi dopadajícího svazku a zpět se vyšle zesílená replika signálu se stejnou fází. Detektor eLISA by měl být citlivý v oblasti frekvencí 0,1 mHz až 100 mHz. To umožní detekovat nejen signál od nejbližších kompaktních dvojhvězd, ale zejména signál z obřích černých děrČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují. v centrech galaxií. Mělo by být možné zachytit gravitační vlny generované při spojení dvou černých děr, při pádu objektů do obří černé díry a při vzniku galaxiíGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny.. Observatoř eLISA by také mohla zachytit stochastické reliktní gravitační vlny generované při vzniku vesmíru (v průběhu tzv. inflační fázeInflace – prudké (exponenciální) zvětšení rozměrů raného vesmíru. Zpravidla se dává do souvislosti s oddělením silné interakce v čase 10−35 s od hypotetické nuly dané zpětnou extrapolací expanze. V průběhu inflace dojde k zvýšení entropie faktorem 1090 až 10120 a k zvětšení rozměrů faktorem 1030 až 1050. Uvolněná energie je minimálně 1060 GeV, způsobí opětovné ohřátí vesmíru a vznik stochastických reliktních gravitačních vln. Některé modely kladou inflaci do ještě ranějších fází vývoje vesmíru. Pokud ale inflace existovala, je ona samotná skutečnou časovou nulou, skutečným počátkem našeho vesmíru.).

Jedna ze sond observatoře eLISA

Umělecká vize jedné ze sond observatoře eLISA. Zdroj: ESA/eLISA.

LISA Pathfinder je jakýsi malý model jednoho ramene budoucího interferometru, na kterém se bude testovat řada technologií a který bude umístěn v Lagrangeově boděLagrangeovy body – pět bodů v sousedství dvou obíhajících hmotných těles, ve kterých je gravitační a odstředivá síla vyrovnána. Polohu těchto bodů poprvé vypočítal italsko-francouzský matematik Joseph-Louse Lagrange. Velmi výhodné je například umístění sond určených k pozorování vzdáleného vesmíru do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel). Naopak, do bodu L1 soustavy Země-Slunce se umísťují sondy určené pro monitorování Slunce (například SOHO). Lagrangeův bod L3 soustavy Země-Slunce leží opačné straně Slunce, nepatrně dále, než je oběžná dráha Země. Body L4 a L5 neleží na spojnici obou těles, ale tvoří s nimi rovnostranné trojúhelníky. L1 soustavy Země-Slunce. V jedné jediné sondě jsou umístěny dvě testovací hmotnosti. Vzdálenost milion kilometrů je zmenšena na pouhých 38 centimetrů, testovací krychle nejsou velké 40 centimetrů, ale pouhých 46 milimetrů. Vyrobeny jsou ze slitiny zlata a platiny, která má vynikající odraznou schopnost a je odolná vůči vnějším vlivům. Obě testovací hmotnosti se budou vznášet ve vakuových komorách (každá ve své). První z nich (TM1) se bude pohybovat po geodeticeGeodetika – nejrovnější možná dráha v zakřiveném časoprostoru. Po této dráze se pohybují všechna volná hmotná tělesa bez rozdílu., tedy nejrovnější možné dráze v křivém časoprostoru. Její poloha bude přesně sledována kapacitními a optickými senzory. Jakmile se tato testovací hmotnost nepatrně posune z nulové polohy, bude to znamenat, že se dráha sondy odchýlila od geodetiky (například tlakem slunečního záření nebo slunečním větremSluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v m3. Částice vylétávající v polárním směru mají vyšší rychlost (přibližně 750 km/s) a nazýváme je rychlý sluneční vítr. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země.). Počítač vydá pokyn specializované soustavě mikrotrysek, která upraví polohu sondy tak, aby testovací hmotnost stále volně plula prostorem a vzhledem k sondě se nacházela na stále stejném místě. Navádění sondy s takovouto přesností zatím ESAESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 18 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky jsou v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1964 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane. Česká republika vstoupila do ESA v listopadu 2008. nikdy nevyzkoušela. O manévrování sondy se postarají mikrotrysky s chladným plynem a koloidní mikrotrysky, které budou vypouštět malé nabité kapičky ovládané elektrickým polem. Reaktivní síla bude jemně dorovnávat pohyb sondy, která je vlastně jakýmsi obalem testovací hmotnosti TM1 pohybující se po geodetice.

Velmi pečlivě se bude sledovat poloha obou testovacích hmotností vůči sobě i vůči sondě. K tomu slouží kapacitní senzory a laserová interferometrie (mezi testovacími hmotnostmi je celá optická lavice). Zatímco se první testovací hmotnost TM1 pohybuje po geodetice a vše kolem se tomu podřizuje, s druhou testovací hmotností TM2 je možné manévrovat pomocí kapacitních (bezdotykových) aktuátorůAktuátor – elektrostatický nebo hydraulický podpůrný prvek. Takové prvky se využívají jak v nanotechnologiích, tak v klasických technologiích, kde jde například o systém aktivní optiky. Pod zrcadlem je sada aktuátorů, která kompenzuje jeho tvarové změny v závislosti na řídícím signálu. Podmínkou je, aby změny tvaru zrcadla probíhaly s vyšší frekvencí než změny v obrazu, který je korigován.. Celý experiment umožní otestovat precizní manévrování sondy, detailní měření polohy obou testovacích těles, sledování sil působících na sondu a laserovou interferometrii. LISA Pathfinder má startovat už za 5 dní z evropského kosmodromu v jihoamerickém Kourou (Francouzská Guayana). Půjde o první krok k uskutečnění mise eLISA, která nemá v dějinách lidského poznání obdoby.

Testovací hmotnosti v sondě LISA Pathfinder

Na nárysu z Autocadu jsou dobře patrné obě testovací hmotnosti, optická lavice mezi nimi a chod laserových paprsků. Zdroj: ESA/eLISA/LISA Pathfinder.

LISA PathfinderLISA Pathfinder, příprava

LISA Pathfinder. Nalevo: umělecká vize sondy. Napravo: fotografie
z přípravy sondy. Zdroj: ESA.

Pole pulzarů

Pokud bychom chtěli sledovat gravitační vlny s ještě delšími vlnovými délkami (nižší frekvencí), museli bychom použít mnohonásobně větší interferometry. V lidských silách zatím není možnost postavit interferometr s rameny, jejichž velikost by byla srovnatelná s celou naší Galaxií. Přesto se ale jedna možnost přímo nabízí. Po celé Galaxii jsou tu a tam rozesety pulzaryPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe. – neutronové hvězdy, které vysílají přesně definované záblesky, jež mohou sloužit jako vynikající časové standardy. Co si přát více? Máme k dispozici síť ideálních hodin pohupujících se na gravitačních vlnách křižujících Galaxii. Taková síť hodin může sloužit k detekci gravitačních vln s frekvencemi v rozsahu od nanohertzů až po mikrohertze. Gravitační vlna, to jsou periodicky se měnící záhyby prostoru i času. Pulsar pohupující se na gravitační vlně by měl charakteristickým způsobem měnit periodu svých kmitů a signál přicházející z pulzaru bude díky gravitační vlně mezi ním a námi posunut o několik desetin nanosekundy. Za detektor gravitačních vln proto může posloužit pole vybraných pulzarů z naší Galaxie. Tato metoda se nazývá PTA (Pulsar Timing Array) a dnes existují tři spolupracující projekty tohoto druhu. První z nich je Parkers PTA využívající data z australské radioobservatoře Parkes. Dalším běžícím projektem je Evropské pole PTA využívající Lovellův radioteleskop a radioteleskopy v Effelsbergu, Wersterborku a v Nançay. Třetím projektem je Severoamerická nanohertzová observatoř pro výzkum gravitačních vln, která využívá data z radioteleskopů AreciboArecibo – do roku 2016 nejvýkonnější radioteleskop světa, ostrov Portoriko. Průměr antény 304 metrů, anténa vyplňuje celé údolí. Povrch tvoří 40 000 hliníkových desek. Postaven byl v roce 1963. Objevy: první extrasolární planeta, změření periody rotace Merkuru, objev podvojného pulsaru PSR 1913+16 (nepřímé potvrzení existence gravitačních vln), potvrzení Jarkovského jevu u planetky Golevka. a Green Bank.

Pulsar Timing Array

Pulsar Timing Array, další ze slibných metod pro polapení gravitačních vln.
Zdroj: David Champion.

Závěr

Z předchozích řádků je jasné, že hon na gravitační vlny usilovně pokračuje. Existují i další možnosti, než jsme popsali v tomto krátkém přehledu. Jako detektor je možné využít celý viditelný vesmír a hledat otisk reliktních gravitačních vln v polarizaci reliktního záření (viz AB 13/2014). Nadějná detekce z počátku roku 2014 se ukázala být falešným poplachem. Ve skutečnosti šlo o signál zmagnetizovaného prachu z roviny naší Galaxie. Nicméně v současnosti tento podpis reliktních gravitačních vln v reliktním záření hledají společně kolaborace BICEP 2 a Planck v datech z přístroje BICEP a ze sondy Planck. Není vyloučeno, že k hledání gravitačních vln s velmi krátkými vlnovými délkami (vysokými frekvencemi) jednou přispějí i kvantové experimenty, které o mnoho řádů zpřesnily měření gravitačního pole (viz AB 5/2015). Možností je tedy řada a můžeme jen doufat, že naše citlivé detektory gravitační vlny v dohledné době opravdu polapí.

Vývoj vesmíru a reliktní gravitační vlny

Většina současných kosmologických modelů počítá s tím, že při vzniku vesmíru existovala krátká fáze velmi prudké expanze, tzv. inflační fáze. Ta by měla být zdrojem stochastických reliktních gravitačních vln nesoucích informace o samotném vzniku vesmíru. Jejich nalezení je výzvou pro současnou generaci fyziků. Zdroj: NASA.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage