Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 22 (vyšlo 9. července, ročník 15 (2017)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

LISA Pathfinder – mise splněna na výbornou

Petr Kulhánek

Sto let hledání 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 zachytili oba americké přístroje LIGO. bylo korunováno úspěchem dne 14. září 2015, kdy detektor 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. Dne 11. února 2016 ohlásilo LIGO první přímou detekci gravitačních vln, která se podařila 14. září 2015. Do poloviny roku 2017 už byly zachyceny tři prokazatelné signály a jeden pravděpodobný. zachytil slabý signál z dvojice právě splývajících černých děr (viz AB 6/2016). Lidstvu se otevřelo gravitační pozorovací okno a zanedlouho přibyly detekce dalších signálů (viz AB 20/2017). Detektor LIGO, který bude jednou provždy spjat s první úspěšnou detekcí gravitačních vln, má největší citlivost v okolí frekvence 200 hertzů. Z vesmíru ale přichází celá řada signálů na nejrůznějších frekvencích. Nesmírně zajímavé jsou signály z rozlehlých systémů, které mají delší vlnové délky, a tedy výrazně nižší frekvence. Zachytit i takové gravitační vlny je výzvou pro obří kosmické interferometry, jejichž ramena budou mít i miliony kilometrů. Nejde o žádné scifi, jedna taková observatoř se právě usilovně připravuje. Trojice sond s názvem LISALISA – 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. na sebe bude svítit laserovými paprsky, které se budou odrážet od krychlí pohupujících se na gravitačních vlnách a vytvoří obří detektor, který nemá v historii lidského snažení o poznání přírody obdoby (viz AB 42/2015). Technologii bezchybného plutí odrazných krychlí časoprostorem a zaměření jejich polohy testoval jakýsi předskokan mise, sonda LISA Pathfinder. Její roční mise byla ukončena 30. června 2017 a výsledky předčily veškerá očekávání. Všechny testy proběhly na výbornou, a tak se můžeme těšit, že na počátku 30. let dokážeme detekovat i gravitační vlny s frekvencemi až do tisícin a možná desetitisícin hertze. A možná se podaří zachytit i reliktní gravitační vlny, které by nám mohly napovědět, co se odehrávalo při vzniku vesmíru.

LISA Pathfinder, umělecká vize sondy

LISA Pathfinder, umělecká vize sondy. Zdroj: ESA.

Obecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách.

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 zachytili oba americké přístroje LIGO.

LIGO – 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. Dne 11. února 2016 ohlásilo LIGO první přímou detekci gravitačních vln, která se podařila 14. září 2015. Do poloviny roku 2017 už byly zachyceny tři prokazatelné signály a jeden pravděpodobný.

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.

Jak sonda fungovala

Sonda LISA Pathfinder odstartovala z jihoamerického kosmodromu v Kourou dne 3. prosince 2015 a vydala se na pouť do Lagrangeova boduLagrangeovy 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, kde započala vědecký program dne 8. března 2016. Princip sondy jsme popsali v AB 42/2015: Srdcem sondy byly dvě odrazné krychle, zmenšeniny skutečných krychlí, které budou použity u observatoře LISA. Odrazné krychle se „smrskly“ ze 40 centimetrů na pouhých 46 milimetrů. Vyrobeny byly ze slitiny zlata a platiny, která má vynikající odraznou schopnost a je odolná vůči vnějším vlivům. Hmotnost jedné krychle se pohybovala kolem dvou kilogramů. Obě testovací hmotnosti se vznášely v měřících dutinách (každá ve své). První z nich (TM1) se pohybovala 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 byla přesně sledována kapacitními a optickými senzory. Jakmile se tato testovací hmotnost nepatrně pusunula z nulové polohy, znamenalo to, 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 vydal pokyn specializované soustavě mikrotrysek (s tahem několik mikronewtonů), která upravila 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 netestovala. O manévrování sondy se postaraly mikrotrysky s chladným plynem a koloidní mikrotrysky, které vypouštěly malé nabité kapičky ovládané elektrickým polem. Reaktivní síla jemně dorovnávala pohyb sondy, která byla „pouhým obalem“ testovací hmotnosti TM1 pohybující se po geodetice.

Rozložení přístrojů v sondě LISA Pathfinder

Rozložení přístrojů v sondě LISA Pathfinder. Patrné  jsou obě testovací tělesa ve vzdálenosti 33 cm a měřící dutiny, v nichž jsou uloženy. Mezi tělesy je optická lavice s laserovými zaměřovači. Zdroj: ESA.

Velmi pečlivě se sledovala poloha obou testovacích hmotností vůči sobě i vůči sondě. K tomu sloužily kapacitní senzory a laserová interferometrie (mezi testovacími hmotnostmi byla celá optická lavice). Zatímco se první testovací hmotnost TM1 pohybovala po geodetice a vše kolem se tomu podřizovalo, s druhou testovací hmotností TM2 bylo 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 umožnil otestovat precizní manévrování sondy, detailní měření polohy obou testovacích těles, sledování sil působících na sondu a laserovou interferometrii.

Schéma sondy LISA Pathfinder

Schéma sondy LISA Pathfinder. Zdroj: ESA.

Výsledky mise

Mise předčila veškerá očekávání a zbytkové zrychlení sledované testovací hmotnosti vzhledem k druhému tělesu bylo nejen pod hranicí stanovenou pro misi Lisa Pathfinder (LPF), ale dokonce se dostalo i pod hranici stanovenou až pro „ostrý“ let celé formace LISA (viz následující graf). Ukázalo se, že navigace za pomoci mikrotrysek je pro cíle observatoře LISA zcela dostačující. Obdobně vyhovuje i přesnost měření polohy testovacích hmotností. Vše ale neprobíhalo tak hladce, jak by se z výsledků mohlo na první pohled zdát. Objevily se i zajímavé problémy. Do prostoru sondy pronikalo vysoce energetické kosmické zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 1020 eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km2. Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. a také tam pravděpodobně penetrovaly některé částice slunečního větruSluneční 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.. Tyto částice nabíjely obě testovací hmotnosti. Jednak docházelo přímo k jejich usazování, a jednak k sekundární emisi při dopadu těchto částic. Oba procesy způsobovaly nabíjení krychlí zhruba dvacetinásobkem kladného elementárního náboje za sekundu. Důsledkem toho vznikaly mezi krychlemi elektrostatické fluktuující síly, se kterými se nepočítalo. Jejich kompenzace elektrostatickým polem ale byla možná za současného snižování kumulujícího se náboje ultrafialovým zářením. Kombinace obou metod umožnila udržet tento příspěvek ke zrychlení pod hodnotou 10−15 m s−2 Hz−1/2 v celém frekvenčním rozsahu (0.1 až 100 milihertzů).

Samozřejmostí byla kompenzace známých jevů, například odstředivých sil vznikajících rotací sondy. Ta je nutná proto, aby panely slunečních baterií mířily stále ke Slunci. Dále bylo třeba snížit vliv chaotických impulzů vznikajících dopadem atomů a molekul na testovací hmotnosti. Z měřících dutin postupně atomy a molekuly unikaly do okolního vesmíru, až se jejich působení snížilo pod únosnou mez. Nezanedbatelný je také vliv optických měřicích prvků na samotné krychle. Laserové zaměřovače vyvíjejí tlak, který je třeba opět elektrostaticky kompenzovat. Veškeré vlivy na zbytkové vzájemné zrychlení se podařilo dostat pod pětinásobek hranice nutné pro budoucí vesmírnou observatoř LISA. Dle původního plánu byla mise ukončena dne 30. června 2017, neboť veškeré její cíle byly s velkou rezervou splněny.

Požadavky na misi splněny!

Požadavky na misi splněny! Zdroj: ESA.

A co dál?

Leckterý politik obšťastňuje své voliče obskurními vizemi budoucnosti, které se urodily v jeho hlavě nebo které si jen „zapůjčil“ od svých přátel či nepřátel. I fyzikové mají své vize do budoucna, a i když mnohdy znějí velmi nepravděpodobně, bývají většinou podložené léty experimentů a desetiletími výpočtů a simulací. Stavba gigantické observatoře s lasery svítícími na milion kilometrů by mohla být na první pohled považována za utopii. Výsledky mise LISA Pathfinder ale jednoznačně ukázaly, že jde o reálnou představu a pokud vše půjde podle plánů, dočkáme se takového detektoru gravitačních vln už v roce 2034.

Zdroje gravitačních vln detekovatelné obsertaoří LISA

Zdroje gravitačních vln detekovatelné observatoří LISA. Plnou zelenou linkou je označena předpověď citlivosti detektoru LISA. Šedou plochou je znázorněn neužitečný galaktický gravitační šum (většinou způsobený vzdálenými dvojicemi hvězd). Přístroj bude testován na známých dvojhvězdách, u nichž je gravitační signál znám z výpočtů. Na obrázku jsou ale i další zajímavé zdroje. Modrou linkou je ukázán první detekovaný záblesk gravitačních vln GW150914 (LIGO 14. 9. 2015). Obdobné zdroje jsou znázorněny několika černými linkami. Symbolem MBHB (Massive Black Hole Binaries) jsou označeny dvojice velmi hmotných černých děr o stejné hmotnosti, které se navzájem obíhají a vyzařují gravitační vlny. V grafu jsou tři takové zdroje o různých hmotnostech, na křivkách jsou časové údaje ukazující dobu zbývající do splynutí obou černých děr. Poslední zdroj má označení EMRI (Extreme Mass Ratio Inspiral source) – jde o po spirále padající těleso extrémní hmotnosti, které generuje harmonické frekvence gravitačních vln. Zdroj: ESA.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage