Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 46 – vyšlo 24. prosince, ročník 19 (2021)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Kagra se zapojuje do hledání gravitačních vln

Petr Kulhánek

První záblesk 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. byl zachycen 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. na podzim roku 2015, právě sto let od jejich předpovědi. Gravitační vlny jsou nepatrné záhyby časoprostoru, které vznikají při nesymetrických pohybech (nejvyšší je kvadrupólová symetrieSymetrie kvadrupólová – rozložení hmoty, které má nižší symetrii než sférickou (rotující kulička) nebo dipólovou (tyčka rotující kolem podélné osy). Typickým případem kvadrupólové symetrie jsou dvě vzájemně se obíhající hvězdy.), například vzájemném oběhu dvou kompaktních objektů nebo v průběhu raných fázích velkého třesku. Tyto záhyby se šíří rychlostí světla. Naše přístroje zachytí jen ty nejsilnější signály, které vznikají například při sloučení dvou 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., což byl právě první případ detekce. A i takový signál je neskutečně slabý. Relativní změna vzdálenosti je pouhých 10−21, tedy průchodem gravitační vlny se změní délka metrové tyče o 10−21 metru. To odpovídá změně vzdálenosti Země od Slunce o rozměr jediného vodíkového atomu! A přesto jsme nyní schopni rutinně takové změny pozorovat novou generací interferometrických detektorů (jejich princip je popsán v AB 41/2015) a dokonce signály vyhodnocovat. Při závěrečném sloučení dvou černých děr se zkracuje perioda oběhu obou těles, což s sebou nese nárůst frekvence gravitačních vln. Z pozorované změny frekvence lze odhadnout hmotnost objektů, z té zase uvolněnou energii a z pozorované intenzity záblesku pak vzdálenost objektu. Nejproblematičtější je určit, ze kterého směru k nám gravitační signál doputoval. Ke zjištění orientace vlnoplochy se využívá vzájemné zpoždění signálu v různých detektorech na Zemi. Každý další detektor umožní nejen pozorování větší části oblohy, ale především zpřesní odhad polohy zdroje. Děje ve vesmíru tak už nesledujeme jen v tradičním elektromagnetickém oboru, ale využíváme 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 Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku., neutrinaNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy. a v poslední době i gravitační vlny. Počet „oken do vesmíru“ se postupně rozrůstá, což nám umožňuje sledovat děje, o jejichž pozorování snily generace astronomů a fyziků před námi.

Detektory gravitačních vln

Současné (kroužky) a budoucí (hvězdičky) detektory gravitačních vln.
Podkladová mapa: Wikipedia, STyx.

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.

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. 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.

VIRGO – 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).

KAGRA – Kamioka Gravitational Wave Detector, tříkilometrový podzemní interferometrický detektor gravitačních vln, který byl vybudován v Japonsku v blízkosti neutrinového detektoru Super-Kamiokande. Jako první detektor na světě má chlazená koncová zrcadla. Po zprovoznění v únoru 2020 doplnil stávající detektory LIGO (USA) a Virgo (Itálie). Větší síť detektorů umožňuje vyšší přesnost lokalizace zdrojů gravitačních vln. Původní název detektoru byl LSGT (Large Scale Gravitational Wave Telescope).

Práce ve čtveřici

Na Zemi je zhruba desítka různých detektorů gravitačních vln, většinou jde ale o prototypy a testovací zařízení. Skutečné detektory, schopné zachytit slabý gravitační signál, jsou nyní čtyři. Jde o dva čtyřkilometrové 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. ve Spojených státech (v Hanfordu a v Livingstonu), evropský tříkilometrový detektor 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). (nachází se v blízkosti Pisy v Itálii) a od roku 2020 se k nim přiřadil další tříkilometrový japonský detektor KAGRA. V plánu je vybudování evropského detektoru Einstein s desetikilometrovými rameny, dalšího čtyřkilometrového detektoru LIGO v Indii a vypuštění kosmického 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. s rameny dlouhými 2,5 milionu kilometrů. Pozemské detektory mají nejvyšší citlivost v oblasti stovek hertzů s přesahem od desítek hertzů až po deset kilohertzů. Největším nepřítelem detektorů je šum nejrůznějšího původu. K nejsilnějším šumovým signálům patří seismický šum, tepelný šumkvantový šum. Seismický šum souvisí s pohyby půdy v okolí detektoru a narušuje pozorování zejména na nízkých frekvencích. Tento typ šumu dokáže výrazně omezit několikanásobný závěs koncového zrcadla (jako by bylo zavěšeno na několika kyvadlech nad sebou). Poprvé byla tato „věžová“ technologie vyzkoušena na evropském detektoru Virgo. Od té doby se používá na všech velkých pozemských detektorech. Tepelný šum souvisí se všudypřítomnými kmity atomů a molekul a škodí pozorování zejména v oblasti, kde má být detektor nejcitlivější. Lze ho omezit hlavně chlazením zrcadel. První detektor s chlazenými zrcadly (tzv. kryogenní detektor) je nedávno dostavený japonský stroj KAGRA. Kvantový šum se projevuje u vysokých frekvencí, je způsoben kvantovými fluktuacemi, a neumíme ho nijak potlačit. U podzemních detektorů se objevil další nečekaný druh šumu souvisící s pohybem podzemních vod.

Aktuální síť čtyř gravitačních detektorů umožní celkem rozumnou lokalizaci zdrojů signálu. Čelo vlnoplochyVlnoplocha – plocha, na které má vlna stejnou fázi. totiž přichází k různým detektorům v různý čas. Rozdíly nejsou veliké, jde řádově o deset milisekund, ale jsou měřitelné. Z časů příchodu gravitačního záblesku k jednotlivým detektorům lze určit orientaci čelní vlnoplochy, a tím směr ke zdroji signálu. Detektory nepracují trvale, ale pouze v obdobích tzv. pozorovacích kampaní. V mezičase se upravují nejrůznější nastavení detektorů tak, aby citlivost byla co možná největší a šum nejmenší. Detektory LIGO a Virgo dnes rutinně sledují záblesky ze sloučení dvou černých děr. V roce 2017 se podařilo detektory LIGO a Virgo zachytit signál ze sloučení dvou neutronových hvězd (viz AB 14/2021) – jde o jev tzv. kilonovy, který, na rozdíl od splynutí dvou černých děr, dává i elektromagnetický signál. Detektor KAGRA by se do sítě měl po úvodních testech zapojit při pozorovací kampani označované O4 (od poloviny prosince 2022). 

Detektory gravitačních vln Detektory gravitačních vln

Nahoře: jedno z ramen japonského podzemního a kryogenního detektoru KAGRA. Dole: Nadzemní rameno evropského detektoru Virgo s jedním odkrytým segmentem. Zdroje: KAGRA/Tokijská univerzita, Virgo/EGO.

KAGRA na scéně

Detektor KAGRA (zkratka z Kamioka Gravitational Wave Detector) byl vybudován v blízkosti detektorů Super-KamiokandeSuper-Kamiokande – japonská neutrinová observatoř z roku 1996 umístěná 1 000 m pod povrchem hory Ikeno ve starém zinkovém dole poblíž městečka Kamioka. Horniny nad detektorem jsou ekvivalentní 2 700 metrům vodního sloupce. Nádoba detektoru obsahuje 50 000 tun vody, na stěnách je 13 000 fotonásobičů, průměr nádoby je 40 metrů. Detektor detekuje Čerenkovovo záření elektronu nebo mionu vzniklého srážkou elektronového nebo mionového neutrina s neutronem. Z tvaru kužele Čerenkovova záření lze snadno odlišit elektronové a mionové neutrino. V průměru je zachyceno jedno atmosférické neutrino za hodinu a půl. V roce 1998 byl oznámen objev oscilací neutrin. V roce 2001 byl detektor vážně poškozen. Oprava trvala 5 let a stála 25 milionů USD.XMASSXMASS – japonský detektor temné hmoty, který byl od roku 2007 budován v hloubce 1 000 metrů, pod horou Ikena Jama, tj. ve stejné oblasti, kde je neutrinový detektor Super-Kamiokande. Jde o scintilační detektor obsahující 800 kilogramů kapalného xenonu, jehož stavba byla dokončena v roce 2010. Sběr dat byl ukončen v roce 2019. Plánuje se přestavba na detektor s pěti tunami kapalného xenonu.. V oblasti je ještě jeden detektor 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. – NEWAGE. Detektory se nacházejí se v hloubce 1 000 metrů pod horou Ikena. Celá skupina všech těchto detektorů se nazývá Observatoř Kamioka. Detektor KAGRA byl vybudován Výzkumným ústavem kosmického záření (ICRR) při Tokijské univerzitě. Počátky projektu sahají až do sedmdesátých let 20. století, vážněji byl projekt brán od roku 2010. Původní název projektu byl LCGT (Large Scale Gravitational Wave Telescop). Projektu předcházelo zprovoznění malých prototypů TAMA 300 (přímo v Tokiu, v letech 1998 až 2008) a CLIO (v plánované oblasti, od roku 2006), u něhož se testovaly kryogenní technologie. Chlazení zrcadel je naprostou novinkou, od níž si fyzikální komunita hodně slibuje. Potlačení šumu by mělo umožnit zvýšení ctitlivosti detektoru. Ta by měla být ve finále buď srovnatelná s LIGO, nebo dokonce lepší, přestože jsou ramena detektoru KAGRA o kilometr kratší.

Kryogenní systém detektoru Kryogenní systém detektoru

Kryogenní systém detektoru. Zdroj: KAGRA, ICRR, Tokijská univerzita.

Tunel pro budoucí detektor byl hlouben v letech 2021 až 2014. Od roku 2014 byl sestavován samotný detektor, který patří k interferometrickým detektorům. Laserový paprsek je rozdělen do dvou ramen a po odrazu od koncových zrcadel se z interferenčního obrazce vyhodnocuje poloha koncových zrcadel zavěšených na speciálním závěsu. Zrcadla jsou vyrobena ze safíru (odrůda korundu, oxidu hlinitého) a chlazená na teplotu 20 K. Původně měla být stavba detektoru dokončena v roce 2018, ale nakonec se o dva roky protáhla. K největším problémům patřilo zatopení už dokončené a částečně osazené laserové haly podzemní vodou v dubnu 2015. Stavaři museli vybudovat speciální odvodňovací systém, který sice zajišťuje, aby se incident neopakoval, ale proudění podzemní vody s sebou přináší zcela nový druh šumu, s nímž se v projektu nepočítalo. Nakonec se detektor podařilo zprovoznit dne 25. února 2020, samozřejmě v testovacím režimu. K první detekci gravitačního záblesku došlo 11. listopadu 2021 (společně s LIGO a Virgo). Jako plnohodnotný člen sítě gravitačních detektorů by KAGRA měla fungovat v roce 2023.

Laserová hala

Laserová hala: MZM – Machův-Zhenderův modulátor; FSS – frekvenční stabilizace; PMC – Pre Mode Cleaner; ISS – stabilizace intenzity šumu. Zdroj: ICRR.

Otevřené otázky

Ve fyzice gravitačních vln je řada otevřených otázek a výzev. Jednou z nich je možnost zachytit gravitační vlny primordiálních černých děrPrimordiální černé díry – černé díry, které by měly mít rozměry elementárních částic a mohly by vznikat v raných fázích vývoje vesmíru. Jestliže existují, měly by díky Hawkingovu vypařování intenzivně zářit. Současné experimenty již vyloučily, že by těchto objektů mohlo být být více než 300 v krychlovém světelném roku. Otevřená je možnost existence větších primordiálních objektů. Není totiž vyloučeno, že už v průběhu velkého třesku vznikaly černé díry středních hmotností (desítky Sluncí)., které by podle některých teorií mohly vznikat v průběhu velkého třesku. Pokud k tomu skutečně došlo, mohly by takové objekty tvořit podstatnou část 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., o níž se dosud předpokládá, že je tvořena neznámým typem částic, které se nedaří polapit. Další výzvou je zachycení reliktních gravitačních vln ze samotného velkého třesku. V reliktních gravitačních vlnách je pravděpodobně skryta informace o vzniku vesmíru, takže záchyt těchto vln by znamenal první experimentální data, která by mohla minimálně vyloučit některé z mnoha hypotéz o původu vesmíru. Zajímavá je také fyzika 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., při jejichž splynutí je generován jak elektromagnetický, tak gravitační signál. Dosavadní počet zachycených gravitačních záblesků z těchto událostí je statisticky nižší než radioastronomicky detekované události. Proč tomu tak je, zatím nikdo neví. Možná nám unikají některé mechanizmy závěrečného ohňostroje (efektu kilonovy) při splynutí dvou neutronových hvězd (viz AB 36/2017). LIGO, Virgo a KAGRA představují počátek budoucí sítě gravitačních detektorů. Připravuje se start vesmírného interferometru 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. složeného z trojice sond, uvažuje se o stavbě evropského podzemního detektoru Einstein s desetikilometrovými rameny, gravitační vlny bude pravděpodobně možné detekovat i sítěmi velkých radioteleskopů (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 do kolapsu Areciba fungovala Severoamerická nanohertzová observatoř složená z radioteleskopů Arecibo a Green Bank. Průlom se očekává po dostavbě obřího pole radioteleskopů SKA (Square Kilometer Array). metoda). Další detektory nám mohou poskytnout data, jejichž analýza posune naše znalosti a poskytne odpovědi alespoň na některé na naše zvídavé otázky.

Umístění detektoru KAGRA Umístění detektoru KAGRA

Umístění detektoru KAGRA. Zdroje: KAGRA, ICRR, Tokijská univerzita.

Odkazy

Valid HTML 5Valid CSS

Aldebaran Homepage