Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 12 (vyšlo 22. března, ročník 17 (2019)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Naděje pro Lízu

Petr Kulhánek

Po desetiletích různých peripetií, kdy se občas zdálo, že projekt obřího vesmírného interferometru pro sledování gravitačních vln směřuje k jednoznačnému zániku, to nakonec vypadá, že má definitivně zelenou. Původní název 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. z konce 20. století byl zkratkou z anglického Laser Interferometry Satellite Antenna a označoval společný ambiciózní projekt americké NASANASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, byl založen prezidentem Eisenhowerem 29. července 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 evropské 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.. O projektu a jeho vývoji jsme informovalií v řadě bulletinů (viz například AB 19/2013, AB 42/2015, AB 22/2017). V roce 2011 NASA z projektu z finančních důvodů odstoupila a Evropská kosmická agentura se ho nejprve snažila udržet pod názvem NGO (New Gravitational Observatory). Z úsporných důvodů projekt zeštíhlel, ramena interferometru se splaskla z pěti milionů kilometrů na jeden jediný a tři rovnoprávné sondy nahradila jedna aktivní se dvěma sofistikovanými odražeči. Ani to nepomohlo a projekt NGO měl život skutečně jepičí (jeden jediný rok). Později se tým připravující interferometr pokusil vzkřísit myšlenku pod názvem eLISA (evolved LISA). Skutečným zlomem v projektu nepochybně byla úspěšná sonda LISA Pathfinder (viz AB 22/2017) – malý model, který ověřoval jemné manévrování se sondami, zaměřování zmenšenin odrazných krychlí (testovacích hmotností, které se pohupují na gravitačních vlnách) a další principy činnosti sond budoucího inteferometru. Druhým faktorem byl jednoznačně samotný objev gravitačních vln. Detektor LIGO je zachytil na podzim roku 2015. Od té doby byla při společném úsilí amerických detektorů 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 bylo zachyceno pět prokazatelných signálů a jeden statisticky málo průkazný. a evropského detektoru 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). objevena řada gravitačních impulzů, a je proto jasné, že LISA nebude rozhodně zahálet. V lednu 2017 se projekt dostal do úzkého výběru (tzv. L3 projekty) velkých misí Evropské kosmické agentury. Návrh s poutavou obálkou má pouhých 41 stran a vsadil na prapůvodní název LISA. Po spirále se tedy vracíme k původnímu projektu, a to nejen názvem, ale i většinou plánovaných parametrů soustavy. Realistickým datem startu se zdá rok 2034.

Vesmírný interferometr LISA

Základní koncept vesmírného interferometru LISA. Trojice sond letící ve formaci sleduje za pomoci laserových paprsků testovací hmotnosti (odrazné krychle), které se uvnitř sond pohupují na gravitačních vlnách. Zdroj: ESA/NASA/MPI.

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 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.

ESA – 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.

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.

Citlivost detektoru gravitačních vln – 1) absolutní citlivost: relativní změna délky ramen interferometru h = Δl/l; 2) spektrální citlivost: využívá tzv. spektrální hustoty S(f), která je definována tak, aby střední kvadratická fluktuace signálu h byla úměrná integrálu S(f) přes frekvenci. Citlivost je pak úměrná odmocnině z tohoto integrálu.

Poslední návrh mise

Základní princip interferometru LISA je obdobný jako u detektoru LIGO. Laserové paprsky se odrážejí od testovacích těles, která se pohybují po geodeticeGeodetika – nejrovnější možná dráha v zakřiveném časoprostoru. Po této dráze se pohybují všechna volná hmotná tělesa bez rozdílu. a pohupují se na gravitačních vlnách. Sonda tvoří obal, který se svou polohou přizpůsobuje pohybu testovacích těles. K tomu slouží speciálně vyvinuté mikrotrysky, které byly odzkoušeny při misi LISA Pathfinder (viz AB 22/2017). Odražený laserový signál je interferometricky zpracováván a z posuvu interferenčního obrazce je z opakovaných měření určována změna polohy testovacích těles s pikometrovou přesností.

Vzhledem k mimořádnému úspěchu sondy LISA Pathfinder budou použita obdobná testovací tělesa i v ostré verzi experimentu. Každá sonda ponese dvě testovací tělesa ve tvaru krychle o hraně 46 milimetrů (jedno těleso se vznáší na geodeticeGeodetika – nejrovnější možná dráha v zakřiveném časoprostoru. Po této dráze se pohybují všechna volná hmotná tělesa bez rozdílu., s druhým je možné elektrostaticky manipulovat). Krychle budou zhotoveny ze slitiny zlata a platiny. Tato slitina má vysokou hustotu (hmotnost krychlí bude 2 kilogramy), nízkou magnetickou susceptibilituSusceptibilita magnetická – změna magnetizace s vnějším magnetickým polem. Pro lineární závislost platí M = χH. V anizotropním prostředí je susceptibilita symetrickým tenzorem druhého řádu. (a tedy citlivost na náhodná magnetická pole) a zajišťuje elektrostatickou homogenitu. Povrch krychlí bude potažen zlatem, které vytváří dlouhodobě inertní povrch. Krychle budou umístěny v pouzdru z elektrod, mezi krychlí a pouzdrem má být udržována mezera o velikosti tři až čtyři milimetry. Pohyb krychlí má šest stupňů volnosti (tři translační a tři rotační). Jak ukázala mise LISA Pathfinder, krychle jsou postupně nabíjeny částicemi z okolí, což komplikuje jejich interakci s elektrodami. Proto je součástí sondy rtuťová výbojka, která umožňuje ovlivňovat náboj krychle za pomoci ultrafialového záření.

Laserový systém je tvořen soustavou kontinuálních laserů na vlnové délce 1 064 nanometrů (v infračervené oblasti). Základem měření bude heterodynní detekceHeterodynní detektor – detekce intenzity i fáze elektromagnetického signálu založená na jeho smísení se signálem lokálního oscilátoru (heterodynu), jehož záření má stejný směr jako signál a pevně danou známou frekvenci.. Výkon každého laseru bude dva watty, což zajistí, že na odraznou krychli ve vzdálenosti 2,5 milionu kilometrů dopadne záření o výkonu 700 pW. Modulace laseru umožní zjistit absolutní vzdálenost sond s přesností 10 centimetrů. Změny vzdálenosti vyhodnocované interferometricky budou v oblasti pikometrů. Laserové světlo bude soustředěno dalekohledy o průměru 30 centimetrů.

Všechny tři sondy budou identické a poletí kolem Slunce v trojúhelníkové formaci (s hranou 2,5 milionu kilometrů) na stejné dráze jako Země, ale 20° za ní. Na sondách budou panely slunečních baterií o průměru 2,9 metru, které zajistí dostatek energie pro činnost sond. Počítá se s délkou mise 4 roky, v případě úspěchu bude mise prodlužitelná až na deset let. Sondy by měla vynést do vesmíru evropská nosná raketa Ariane 6.4Ariane – nosná raketa využívaná Evropskou kosmickou agenturou. Její název pochází z francouzského přepisu jména mytologické postavy Ariadne. Nosič byl vyvíjen od 70. let dvacátého století. První úspěšný start Ariane 1 proběhl v roce 1979. Dnes je k dispozici nosič Ariane 5 ECA s výškou 59 metrů, průměrem 5,4 metru, celkovou hmotností 770 tun a užitečným nákladem 10 tun. Rakety startují ze základny Kourou ve Francouzské Guianě.. Start je plánován na období kolem roku 2034.

Základní prvky systému LISA

1. Sonda s mikrotryskami pro velmi jemnou navigaci (na boku). 2. Pohled na tubus dalekohledu, mikrotrysky a anténu pro komunikaci se Zemí. 3. odrazná krychle (testovací těleso). 4. optická lavice uvnitř sondy. Zdroj: ESA/NASA/MPI.

Co lze od interfetrometru očekávat

Když James Clerk Maxwell ukázal, že světlo je jen jedním oborem z celého spektra elektromagnetického záření a předpověděl existenci dalších typů vlnění, šlo o experimentální výzvu pro budoucí generace. Postupně jsme se naučili používat rádiové vlny a mikrovlny v dlouhovlnné části spektra a ultrafialové, rentgenové a gama záření v krátkovlnné oblasti spektra. Do jisté míry obdobná situace nastala dne 14. září 2015, když detektor LIGO pozoroval spojení dvou černých děr na frekvenci zhruba 150 hertzů. Lidstvu se otevřelo nové okno do vesmíru, pohled na nejrůznější děje generující gravitační vlny. Některé z nich současně generují i elektromagnetický záblesk (například sloučení dvou neutronových hvězdNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 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.), jiné děje jsou elektromagneticky tiché a gravitační vlny jsou jedinou šancí se o nich dozvědět. 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 bylo zachyceno pět prokazatelných signálů 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). mají nejvyšší citlivostCitlivost detektoru gravitačních vln – 1) absolutní citlivost: relativní změna délky ramen interferometru h = Δl/l; 2) spektrální citlivost: využívá tzv. spektrální hustoty S(f), která je definována tak, aby střední kvadratická fluktuace signálu h byla úměrná integrálu S(f) přes frekvenci. Citlivost je pak úměrná odmocnině z tohoto integrálu. v okolí 200 hertzů, v principu jsou schopny přijmout gravitační záblesk od cca 10 hertzů do 10 kilohertzů. Mnoho dějů ve vesmíru probíhá na velkých škálách a vlnové délky generovaných gravitačních vln jsou enormní, což znamená ultranízké frekvence v řádu milihertzů či dokonce ještě desetin či setin milihertzů. Právě tato oblast gravitačních vln by měla být doménou detektoru 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.. Detektor LISA nebude citlivější než stávající detektory LIGO a Virgo či připravovaný podzemní detektor KAGRAKAGRA – Kamioka Gravitational Wave Detector, tříkilometrový podzemní interferometrický detektor gravitačních vln, který je budován v Japonsku v blízkosti neutrinového detektoru Super-Kamiokande. Jako první detektor na světě bude mít chlazená koncová zrcadla. Po zprovoznění, které se očekává po roce 2018, doplní stávající detektory LIGO (USA) a Virgo (Itálie), čímž se zvýší přesnost lokalizace zdrojů gravitačních vln. Původní název detektoru byl LSGT (Large Scale Gravitational Wave Telescope). v Japonsku. Naopak, jeho citlivost bude o něco horší, ale hlavní devizou bude schopnost detekovat gravitační vlny velmi nízkých frekvencí.

Odsud se pak odvíjí možnosti nového detektoru. Nízké frekvence znamenají především posun k dlouhým vlnovým délkám (1 milihertz odpovídá vlnové délce 300 milionů kilometrů), což umožňuje pozorování dějů spojených s obřími černými děrami, které sídlí v centrech galaxií. Detektor bude schopen rutinně pozorovat vzájemně se obíhající dvojice velmi hmotných černých děr. I u těchto veleděr může docházet k jejich spojování, neboť při svém oběhu ztrácejí energii vyzařováním gravitačních vln a přibližují se k sobě po spirále smrti. Dvojice obřích černých děr mohou vznikat například při srážce dvou galaxií (srážky galaxií byly v minulosti vzhledem k menším vzdálenostem mezi objekty ve vesmíru velmi časté). Takové děje jsou popsány pouze teoreticky a přímá pozorování zatím chybí. Gravitační vlny nízkých frekvencí by také měly vznikat při pádu kompaktního objektu (neutronové hvězdy, hvězdné černé díry) do obří černé díry. Takový jev dostal název EMRI (Extreme Mass Ratio Inspiral). Název evokuje velký nepoměr hmotností obou objektů. Pozorování jevu by znamenalo mimořádně přesný test obecné relativity. LISA bude schopná zachytit i signál z běžných dvojhvězd v naší Galaxii (jako pozadí ostatních měření), zajímavé mohou být zejména binární soustavy v kulových hvězdokupách, pokud budou samostatně rozlišitelné. Velkou výzvou je zachycení reliktních gravitačních vln, které by měly vznikat v průběhu 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. (při zvětšení mikroskopických fluktuací na makroskopické objekty). Pokud vznikl vesmír jinak než inflací, měl by jeho vznik být opět doprovázen genezí gravitačních vln, jen odlišného spektra. Je jasné, že zachycení těchto poslů ze samotného počátku stvoření vesmíru je klíčovým momentem pátrání lidské civilizace po smyslu světa kolem nás. Naděje detektoru LISA tento signál zachytit je sice malá, ale nenulová. Pravděpodobně jde však o úkol až pro další generaci detektorů, ale i tak může LISA připravit cestu pro tento typ pozorování. Vesmír v průběhu expanze chladl a měl by při tom podléhat celé řadě fázových přechodů. Některé z nich by měly být doprovázeny genezí dlouhých gravitačních vln. Zachycení takových signálů je další výzvou pro budovaný detektor. Detektor také může přispět k hledání fyziky za hranicí standardního modeluStandardní model – současný obecně přijímaný model částic a interakcí. Obsahuje kvarky, leptony, polní částice jednotlivých interakcí (fotony, gluony, W+,  W, Z0) a Higgsovu částici jakožto zdroj hmotnosti ostatních částic a narušení symetrie elektroslabé interakce. Součástí modelu není gravitační interakce. elementárních částic. Stále hledané částice temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou. by měly gravitačně interagovat s obřími černými děrami a charakteristickým způsobem ovlivnit jimi generované gravitační vlny. Detektor LISA umožní pozorování celé řady nových jevů, které nemáme šanci jiným způsobem sledovat.

Hlavní cile mise LISA

LISA má řadu cílů. Na prvním místě je sledování dvojic velmi hmotných černých děr. Dalším cílem je pohlcování menších objektů, například hvězd, obřími černými děrami. Snahou bude zachytit i reliktní gravitační vlny z inflačního období, pravděpodobně se to ale podaří až následovníkům interferometru LIGO. Zajímavý je také výzkum fázových přechodů v raném vesmíru. Na posledním obrázku jsou srážky sférických tlakových vln, které by mohly v raném vesmíru vést ke vzniku gravitačních vln. Zdroj: ESA/NASA/MPI.

Další systémy a budoucnost

LISA není jedinou nadějí pro dlouhé vlnové délky gravitačních vln. Příroda nám po galaxii rozmístila pulzary, které jsou ideálním zdrojem časového signálu. Tyto přirozené hodiny, jejichž vzdálenosti od sebe jsou srovnatelné s rozměry Galaxie, lze využít pro detekci gravitačních vln. Na gravitační vlně se signál fázově posune, což lze měřit za pomoci velkých radioteleskopických sítí. Takové experimenty nesou společný název 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. Signál je sledován sítěmi radioteleskopů. Tato metoda je testována od roku 2005 na australských radioteleskopech Parkers (Parkers PTA). Existuje i Evropské pole PTA zahrnující radioteleskopy Lovell, Effelsberg, Wersterbork a Nançay a Severoamerická nanohertzová observatoř složená z radioteleskopů Arecibo a Green Bank. (Pulsar Timing Array, viz AB 42/2015) a jsou testovány, zatím bez úspěchu, od roku 2005. Citlivost bude o mnoho řádů nižší než u systémů 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 bylo zachyceno pět prokazatelných signálů a jeden statisticky málo průkazný. nebo 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., ale je zde šance se dostat do nanohertzové oblasti, tomu odpovídají vlnové délky stovek bilionů kilometrů (1014 km). Obdobné ambice má budované radioteleskopické pole 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 začnou stavět v roce 2018 a první snímek pořízený celým komplexem by mohl být uskutečněn v polovině dvacátých let 21. století. (Square Kilometer Array, viz AB 12/2018). V budoucnosti bychom se ale měli dočkat i dalších interferometrických detektorů. Přímým následovníkem detektorů LIGO a Virgo by se měl stát Eisnteinův dalekohled. Jeho návrh je zatím ve fázi úvah. Mělo by jít o stavbu na půdě Evropské unie. Ramena by měla být dlouhá deset kilometrů a podobně jako u detektoru LISA by měla být tři. Detektor bude stavěn v podzemí a bude chlazený kryogenním systémem. Tím se sníží nežádoucí šum z okolí na minimum.

Co se týče vesmírných interferometrů, i zde existují velkolepé plány. V budoucnosti bychom se mohli dočkat detektoru BBO (Big Bang Observer). Jak už název napovídá, mělo by jít o přístroj přímo zkoumající procesy v průběhu Velkého třesku, tedy reliktní gravitační vlny. Půjde o čtyři trojúhelníkové formace podobné detektoru LISA (celkem 12 sond). Jednotlivé trojúhelníky budou menší než u LISA, se základnou „ pouze“ 50 000 kilometrů. Použité lasery budou výrazně výkonnější. Vzhledem k menší délce ramen nebude dosažená frekvence tak nízká jako u detektoru LISA, ale výrazně vyšší bude citlivost, kterou zajistí celý tucet použitých sond. Výsledkem je, že se detekovatelný signál dostane hluboko do oblasti předpokládaných gravitačních vln (viz následující graf). Můžeme se jen těšit na celou plejádu nových poznatků a pozorovaných jevů. Fyzika gravitačních vln totiž právě začíná.

Signál typických zdrojů a citlivost jednotlivých detektorů

Signál typických zdrojů a citlivost jednotlivých detektorů. Zdroje: Dvojice velmi hmotných černých děr (SMBHB), dvojice bílých trpaslíků (WDB), dvojice černých děr (BHB), dvojice neutronových hvězd (NSB), signál pozadí galaktických dvojhvězd (GBB), reliktní gravitační vlny (RGW). Detektory: Pulsar Timing Array (PTA), Square Kilometer Array (SKA), Virgo, LIGO, Advanced LIGO (aLIGO), Einsteinův dalekohled (ET, plánovaný následovník detektoru Virgo), Big Bang Observer (BBO, plánovaný následovník detektoru LISA ve vesmíru). Kresba autor.

Video na závěr

Krátký sestřih z klipů připravených v Institutu Maxe Plancka pro gravitační fyziku. Ve videu se můžete seznámit se základními prvky interferometrického detektoru LISA. Video začíná pohledem na nosnou raketu s označením NASA, ve skutečnosti půjde o raketu Evropské kosmické agentury. Patrné jsou: oběžná dráha trojúhelníkové formace kolem Slunce, mikrotrysky umožňující jemnou manipulaci se sondami, anténa zajišťující spojení se Zemí, laserové paprsky, odrazná krychle i optická lavice uvnitř sondy. Zdroj: MPI, ESA, NASA, CalTech, DSN.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage