Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 27 – vyšlo 29. července, ročník 20 (2022) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

27/2022

Alternativní detektory gravitačních vln

Petr Kulhánek

Gravitační vlnyGravitační 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. jsou titěrné deformace v časoprostorovém předivu, které se šíří rychlostí světla od zdroje. Tím může být například vzájemně se obíhající dvojice kompaktních objektů, ale i samotný vznik vesmíru. Když byly v září 2015 tyto vlny objeveny (objev byl oznámen až v únoru 2016), šlo doslova o zprávu století. Byly totiž objeveny právě sto let od jejich předpovědi Albertem Einsteinem. K první detekci došlo na interferometrickém detektoru 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. Uvažuje se o stavbě dalšího stroje v Indii. 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. Do konce roku 2021 bylo zachyceno 90 průkazných signálů. s rameny dlouhými 4 kilometry (viz AB 6/2016) a šlo o vlny generované dvojicí splývajících černých děr. Od té doby se podařila zhruba stovka dalších záchytů. O jak malý jev jde, si lze představit na tyči dlouhé jeden metr: procházející vlna by změnila její velikost o 10⁻¹⁸ metru, což je tisícina rozměru protonu. Vzdálenost ke Slunci by se takovou procházející gravitační vlnou změnila o rozměr jediného atomu. Přesto dnes tak nepatrné jevy dokážeme měřit – jde o triumf současné pozorovací techniky a podle všeho bude v brzké době ještě překonán.

Gravitační vlny kolem vzájemně se obíhající dvojice kompaktních objektů. Zdroj: Getty.

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. 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. 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. Uvažuje se o stavbě dalšího stroje v Indii. 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. Do konce roku 2021 bylo zachyceno 90 průkazných signálů. PTA – Pulsar Timing Array, metoda detekce gravitačních vln za pomoci vyb­ra­ných pulzarů z naší Galaxie, jejichž signál se cestou k nám pohupuje na gravitačních vlnách, které ovlivní dobu příchodu jednotlivých pulzů. Signál je sledován sítěmi radioteleskopů. Tato metoda je testována od roku 2005 na australských radioteleskopech Parkers (Parkers PTA). Existuje i Evropské pole EPTA zahrnující například radioteleskopy Lovell, Effelsberg, Wersterbork a Nan­çay a Severoamerická nanohertzová observatoř NANOGrav. V roce 2023 bylo oznámeno mo6né zachycení gravitačních vln. Velký průlom se očekává po dostavbě obřího pole radioteleskopů SKA (Square Kilometer Array). Fermi – americká gama observatoř, která se v roce 2008 stala následovníkem slavné gama observatoře Compton. Rozsah detekovaného záření: 10÷300 GeV. Původně se tato observatoř jmenovala GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope), v srpnu 2008 byla přejmenována na Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST) podle významného italského kvantového fyzika. Observatoř je na nízké oběžné dráze s perigeem 536 km a apogeem 553 km. Na stavbě observatoře se kromě NASA také podílely CEA, DLR, ASI, JAXA a SNSB. Mise byla v roce 2019 poněkolikáté prodloužena, zatím do roku 2022, lze očekávat další prodloužení.

Metoda PTA

První detekce gravitačních vln proběhla na detektoru 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. Uvažuje se o stavbě dalšího stroje v Indii. 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. Do konce roku 2021 bylo zachyceno 90 průkazných signálů., který má dvě navzájem kolmá ramena s délkou 4 kilometry. Měření změn vzdálenosti ramen umožňuje nejlépe detekovat gravitační vlny s frekvencí ve stovkách hertzů a vlnovou délkou v tisících kilometrech. Tomu odpovídají zachycené zdroje – splývající dvojice černých děr s hmotnostmi v desítkách Sluncí. Jenže by bylo dobré zachytit i gravitační vlny od dvojic navzájem se obíhajících obřích (galaktických) černých děr i dalších robustních zdrojů, což ale znamená jít k podstatně nižším frekvencím (až desítky nanohertzů) a delším vlnovým délkám (až desítky bilionů kilometrů, tedy jednotky světelných roků). Jednou z cest je zvětšování ramen interferometrů. Připravuje se projekt 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 dlouhá pět milionů kilometrů. 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). Poté byl projekt vzkříšen pod názvem eLISA (evolved LISA) s rameny interferometru dlouhými „jen“ milion kilometrů. V roce 2017 se opětovně přepracovaný projekt dostal do výběru velkých (L3, Large) misí Evropské kosmické agentury pod původním názvem LISA. Finální délka ramen interferometru bude 2,5 milionu kilometrů. Start je plánován na rok 2034., trojice sond měřící laseryLASER – Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation, zesílení světla pomocí stimulované emise záření. Roku 1958 ukázal Charles Hard Townes spolu s Arthurem Leonardem Schawlowem, že je možné zkonstruovat podobné zařízení jako již existující MASER (pracuje v mikrovlnné oblasti) také pro světlo. První laser zkonstruoval Theodore Harold Maiman v roce 1960. Aktivním prostředím byly ionty chrómu v syntetickém rubínovém krystalu. vzájemnou vzdálenost, která bude činit 2,5 milionů kilometrů. Je to nepochybně krok správným směrem, ale naše technologie neumožňují postavit detektor veliký jako Sluneční soustava, ani jako celá naše Galaxie, jak bychom potřebovali. Ocitli jsme se tedy ve slepé uličce?

Spektrum gravitačních vln. Zdroj: NASA, GSFC.

Po celé Galaxii jsou rozmístěny 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 hvězdyNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ kg m⁻³ dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století., které vznikly jako pozůstatky po explozích supernovSupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.. Neutronové hvězdy mají silné magnetické pole (v řádu miliard tesel) a v okolí magnetických pólů vznikají horké skvrny intenzivně zářících nabitých částic. Záření je kolimováno do svazků mířících ve směru magnetické osy. U pulzarů není tato osa stejná jako rotační osa, a tím vznikají pro vzdáleného pozorovatele pravidelné záblesky (podobný efekt jako u otáčejícího se světla majáku). Proto se tomuto typu neutronových hvězd říká pulzary – jde o zdroje pravidelných pulzů. Takové pulzy jsou mimořádně stabilním zdrojem časového signálu – můžeme to brát tak, že po celé Galaxii nám příroda rozmístila velmi kvalitní hodiny. U milisekundových pulzarů (perioda pulzů je v milisekundách) pokrývají pozorované záblesky spektrum elektromagnetických vln od rádiového až po gama obor.

Pulzy jsou sice pravidelné, ale tu a tam se stane, že oproti očekávání k nám dolétnou o něco dříve, nebo o něco později. Rozdíl není příliš veliký, činí jednotky nanosekund. Vědci předpokládají, že na vině mohou být gravitační vlnyGravitační 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. bloudící Galaxií. Světelný pulz se zhoupne na gravitační vlně, což ve finále znamená, že k nám nedoletí „načas“, ale poněkud mimo pravidelnou fázi. A to je klíč k detektoru gravitačních vln velikému jako celá Galaxie. Teoreticky stačí pozorovat pulzy z velkého množství pulzarů a rekonstrukci gravitačních vln, kterými signál procházel, obstará z naměřených posunů příchodu jednotlivých pulzů výkonný počítač. Tato nadějná metoda pozorování gravitačních vln získala název „Pulsar Timing Array“ (PTAPTA – Pulsar Timing Array, metoda detekce gravitačních vln za pomoci vyb­ra­ných pulzarů z naší Galaxie, jejichž signál se cestou k nám pohupuje na gravitačních vlnách, které ovlivní dobu příchodu jednotlivých pulzů. Signál je sledován sítěmi radioteleskopů. Tato metoda je testována od roku 2005 na australských radioteleskopech Parkers (Parkers PTA). Existuje i Evropské pole EPTA zahrnující například radioteleskopy Lovell, Effelsberg, Wersterbork a Nan­çay a Severoamerická nanohertzová observatoř NANOGrav. V roce 2023 bylo oznámeno mo6né zachycení gravitačních vln. Velký průlom se očekává po dostavbě obřího pole radioteleskopů SKA (Square Kilometer Array).). Tomu odpovídá doslovný český překlad „ Časovací pole pulzarů“, ale zůstaňme raději u osvědčené zkratky PTA.

V rádiovém oboru se metoda PTAPTA – Pulsar Timing Array, metoda detekce gravitačních vln za pomoci vyb­ra­ných pulzarů z naší Galaxie, jejichž signál se cestou k nám pohupuje na gravitačních vlnách, které ovlivní dobu příchodu jednotlivých pulzů. Signál je sledován sítěmi radioteleskopů. Tato metoda je testována od roku 2005 na australských radioteleskopech Parkers (Parkers PTA). Existuje i Evropské pole EPTA zahrnující například radioteleskopy Lovell, Effelsberg, Wersterbork a Nan­çay a Severoamerická nanohertzová observatoř NANOGrav. V roce 2023 bylo oznámeno mo6né zachycení gravitačních vln. Velký průlom se očekává po dostavbě obřího pole radioteleskopů SKA (Square Kilometer Array). testuje na velkých sítích radioteleskopů od roku 2005. Poprvé to bylo na australských radioteleskopech Parkers (ty mimochodem zajišťovaly rádiovou komunikaci s loděmi ApolloApollo – americký program pilotovaných vesmírných letů probíhající v letech 1961 až 1972 a současně název kosmické lodi, která dopravila člověka na Měsíc. Vyvrcholením bylo přistání člověka na Měsíci (Apollo 11, Neil Armstrong, 20. 7. 1969). K cestě na Měsíc byla používána dosud největší nosná raketa Saturn V. Astronauté posledních misí využívali k pohybu po povrchu Měsíce speciální motorové vozítko., které dopravily člověka na Měsíc). Dnes se PTA testuje i na dalších radioteleskopických sítích, ale pro průkaznou detekci gravitačních vln je třeba nasbírat obrovské množství dat. Metoda má i své „mouchy“. Největším problémem jsou volné elektrony bloudící mezihvězdným prostorem. Tyto elektrony „ochotně“ interagují s elektromagnetickými pulzy letícími od pulzaru k nám. Ovlivňují trajektorii vyslaného pulzu, a tím samozřejmě i dobu příchodu, takže jsou data mírně řečeno „zašuměná“. Velké naděje se vkládají do právě budovaného pole radioteleskopů SKASKA – Square Kilometer Array, plánovaná síť radioteleskopů, která by měla fungovat jako jediný gigantický přístroj o ploše 1 km². K vybudování bude potřeba území o průměru 6 000 km, předpokládaná cena je dvě miliardy euro. Mělo by jít o tisíce antén třech typů (pro různé frekvence). Jako místo výstavby byla vybrána západní Austrálie a Jižní Afrika. První antény se začaly stavět v roce 2018 a první snímek pořízený celým komplexem by měl být uskutečněn v roce 2027. Nová observatoř budovaná na dvou kontinentech je prezentována zkratkou SKAO (SKA Observatory).. Metoda PTA provozovaná sítí SKA by měla mít tak skvělé parametry, že by mohla zachytit i reliktní gravitační vlny z prvních okamžiků po vzniku vesmíru. Máme se tedy na co těšit.

PTA v oblasti gama

Přesun PTAPTA – Pulsar Timing Array, metoda detekce gravitačních vln za pomoci vyb­ra­ných pulzarů z naší Galaxie, jejichž signál se cestou k nám pohupuje na gravitačních vlnách, které ovlivní dobu příchodu jednotlivých pulzů. Signál je sledován sítěmi radioteleskopů. Tato metoda je testována od roku 2005 na australských radioteleskopech Parkers (Parkers PTA). Existuje i Evropské pole EPTA zahrnující například radioteleskopy Lovell, Effelsberg, Wersterbork a Nan­çay a Severoamerická nanohertzová observatoř NANOGrav. V roce 2023 bylo oznámeno mo6né zachycení gravitačních vln. Velký průlom se očekává po dostavbě obřího pole radioteleskopů SKA (Square Kilometer Array). do oblasti záření gama vyřeší problémy s interakcí pulzů s volnými elektrony, která je v tomto oboru zanedbatelná. Navíc může synchronní pozorování stejných pulzů jak v rádiové, tak v gama oblasti, přinést výrazné zpřesnění výsledků. První pokusy tohoto druhu publikovala v dubnu letošního roku skupina vědců z Institutu Maxe Plancka pro radioastronomiiMPIfR – Max Planck Institute for Radioastronomy. Součást největšího německého komplexu 80 vědeckých ústavů Maxe Plancka (MPI), obdoby naší Akademie věd. Ústav pro radioastronomii byl založen v roce 1966 společností Maxe Planka. Sídlo ústavu je v Bonnu. Ústav se zabývá radioastronomií a astronomií v infračerveném oboru.. K metodě PTA využívají současnou skvělou gama observatoř FermiFermi – americká gama observatoř, která se v roce 2008 stala následovníkem slavné gama observatoře Compton. Rozsah detekovaného záření: 10÷300 GeV. Původně se tato observatoř jmenovala GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope), v srpnu 2008 byla přejmenována na Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST) podle významného italského kvantového fyzika. Observatoř je na nízké oběžné dráze s perigeem 536 km a apogeem 553 km. Na stavbě observatoře se kromě NASA také podílely CEA, DLR, ASI, JAXA a SNSB. Mise byla v roce 2019 poněkolikáté prodloužena, zatím do roku 2022, lze očekávat další prodloužení.. Citlivost měření zpoždění pulzů dosahuje aktuálně asi 30 % měření v rádiové oblasti. Skupina ale tvrdí, že vše je jen věcí dlouhodobého sběru dat a chce to tedy jen a jen čas. Odhadují, že zhruba za pět let pozorování je schopna metoda PTA v gama oblasti být stejně citlivá jako v rádiové oblasti. To by znamenalo, že v horizontu zhruba deseti let by touto metodou mohly být zachyceny gravitační vlny vytvářené vzájemně se obíhajícími dvojicemi galaktických černých děr. Nejvyšší intenzitu by mělo mít splynutí dvou galaktických černých děr, například při srážce dvou galaxií. Pokud se takové pozorování skutečně podaří, posune to naše znalosti těchto procesů značně kupředu.

Gama observatoř Fermi se zapojila do hledání gravitačních vln metodou PTA.
Zdroj: Daniëlle Futselaar, MPIfR, artsource.nl.

Další možnosti

Metodou PTA ale současné snahy o alternativní zachycení gravitačních vln nekončí. Dokonce lze v jistém smyslu využít i detektor podstatně větších rozměrů, než má naše Galaxie zaplněná pulzary. Dalším krokem v honbě za nízkými frekvencemi a extrémně dlouhými vlnovými délkami gravitačních vln by mohl být výzkum reliktního zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí). pocházejícího z konce velkého třesku. Reliktní záření je polarizované, tj. má preferovanou rovinu kmitů elektrického pole. Detailní mapu polarizace reliktního záření pořídila sonda PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013.. Polarizaci reliktního záření způsobuje především mezihvězdné plazmaPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné reagovat na elektrická a magne­tická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektric­ké­ho obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Pro plazma jsou typické silně nelineární jevy a nestability. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. (jde o tzv. E mód), které vzniká v důsledku ultrafialového svitu hvězd. Právě výzkum tohoto typu polarizace reliktního záření umožnil datovat vznik prvních hvězd ve vesmíru. Reliktní záření ale může být polarizováno také jiným způsobem (hovoříme o tzv. B módu polarizace, detaily o obou módech viz [11]). Tento typ polarizace vzniká jednak interakcí reliktního záření s magnetickými zrníčky prachu v naší Galaxii a jednak interakcí s gravitačními vlnami. V budoucnu by tedy snad mělo být možné rekonstruovat gravitační vlny extrémně nízkých frekvencí z polarizace reliktního záření. Současná citlivost měření ale na takový úkol zatím nestačí.

V roce 2019 se objevila další zajímavá myšlenka: slapové sílySlapová síla – rozdíl gravitačních sil působících na různé části tělesa. Například Země působí na naše nohy větší gravitační silou než na hlavu, rozdíl je ale zanedbatelný. Slapové síly Měsíce působící na Zemi jsou příčinou přílivu a odlivu a také příčinou výměny momentu hybnosti mezi Měsícem a Zemí, která vede k postupnému vzdalování Měsíce. Obdobná slapová vazba existuje mezi Zemí a Sluncem a je pravděpodobně hlavní příčinou současného vzdalování Země od Slunce. Ve větších měřítkách působí slapové síly například při prolínání dvou galaxií., kterými Měsíc působí na naši Zemi, by také měly být doprovázeny extrémně slabými gravitačními vlnami. Možná, že tedy budoucí detektory budou využívat i pozorování slapových jevů. V tomto článku jsme se omezili na snahy o zachycení gravitačních vln co možná největších vlnových délek, které jsou pro astronomii ty nejpodstatnější. Můžeme se ale vydat i opačným směrem. Dvě obří olověné koule otáčející se kolem sebe v laboratoři by měly být extrémně slabým zdrojem gravitačních vln velmi vysokých frekvencí. Gravitační vlny takových frekvencí by snad mohlo být v budoucnosti možné měřit pomocí kvantových technologií, v nichž superpozice stavů měřícího systému (například atomu) přináší současně informace o časoprostorových vlastnostech dvou míst. V tomto případě ale jde spíše o vize, kudy by se mohlo měření gravitačních vln ubírat ve vzdálenější budoucnosti.

Vznik gravitačních vln při spojení dvou černých děr. Zdroj: NASA, GSFC.

Odkazy