Fyzmatik | Lov na gravitační vlny

Klasický fyzikální přístup popisuje svět jako soubor událostí, které nezávisí na prostoru a čase, ve kterém se odehrávají, přičemž prostor a čas jsou považovány za nezávislé a neměnné veličiny. To je však velmi zjednodušená představa a svět je ve skutečnosti složitější. Mnohem výstižněji jej popisuje teorie relativity, ve které čas a prostor jsou vzájemně provázány a vytvářejí tzv. časoprostor, na kterém jsou závislé všechny události.
Zmiňovanými gravitačními vlnami a gravitací se podrobně zabývá obecná teorie relativity, podle níž existenci gravitačních vln předpověděl Albert Einstein již v roce 1916. Jde o periodické zakřivení prostoru a času, které se šíří od zdroje, podobně jako vlna zvuková nebo elektromagnetická. Hmotná tělesa způsobují deformace (zakřivení) časoprostoru, přičemž gravitace je projevem tohoto zakřivení. Názorně se dá časoprostor představit jako gumová elastická síť, po které se pohybují hmotná tělesa, pod jejichž vahou se síť prohýbá. Potom např. lehčí těleso, pohybující se v blízkosti těžšího, bude "padat ” do "prohlubně” vytvořené těžším tělesem, což se projeví jako gravitační přitahování. Neexistuje však žádné prostředí, ve kterém by se gravitace vlnila, jako je tomu u zvukových vln. Rozvlněný je sám prostoročas.

Nejjednodušším zdrojem gravitačních vln ve vesmíru může být dvojice neutronových hvězd rotujících kolem společného těžiště. Aby měly gravitační vlny velkou intenzitu, je nutné aby obě hvězdy značně zakřivovaly prostoročas a byly dostatečně blízko.

Gravitační vlny přenášejí, podobně jako jiné vlny, energii. Každý zdroj vyzařující gravitační vlny proto ztrácí energii. Jde-li například o dvojici hvězd, budou se z důvodu vyzařování gravitačních vln k sobě přibližovat, poroste jejich oběžná rychlost, a po určité době dojde k splynutí obou složek. Intenzita vln ubývá s kvadrátem vzdálenosti od zdroje.

První známé pokusy detekce gravitačních vln pochází od Josepha Webera. O detekci se pokoušel pomocí dvou velkých hliníkových válců. Jeden z válců byl umístěn na Universitě v Marylandu a druhý v Argonne National Laboratory v blízkosti Chicaga ve vzájemné vzdálenosti válců asi 1 000 km. To proto, aby případná detekce gravitační vlny byla potvrzena z nezávislého místa a nešlo jen o lokální poruchu. Válce se chovaly jako přirozené oscilátory naladěné na frekvenci 1 660 Hz. Byly vyrobeny z hliníku, jejich hmotnost byla 1,4 tuny, průměr měly 66 cm a délku 153 cm. Každý válec byl zavěšen ve vakuu na kovovém vlákně a mechanicky zcela oddělen od okolí. Přibližně ve středu byl umístěn piezoelektrický snímač propojený s elektronickými obvody citlivými na základní frekvenci oscilací válce. Válce byly zprovozněny v roce 1966 a v roce 1972 byla naměřena jediná koincidence, která se již nikdy nezopakovala. Dnes se soudí, že relativní citlivost tohoto zařízení nebyla dostatečná pro detekci gravitačních vln z běžných zdrojů.

Většina dnešních systémů pro přímou detekci gravitačních vln je postavena na laserové interferenci. Laserový svazek je polopropustným zrcadlem rozdělen do dvou kolmých směrů - ramen, na jejichž koncích jsou vybroušená odrazná zrcátka na zavěšených testovacích tělesech. Právě pohyb těchto tělísek se sleduje. Odražené paprsky se rameny vrací přes zpět, interferují a elektronicky jsou zaznamenávány změny interferenčních proužků. Největším systémem tohoto druhu na světě je interferometr LIGO. Postavena jsou dvě velká zařízení vzdálená 3 200 km. Délka každého ramene je 4 km. První z nich se nachází v Hanfordu ve státě Washington a za jeho stavbu je zodpovědná univerzita CALTECH. Druhá stavba je v Livingstonu ve státě Luisiana a stavba proběhla pod patronátem university MIT. Dva interferometry se staví opět proto, aby mohla být detekce gravitačních vln potvrzena koincidencí ze dvou nezávislých zdrojů. Systém je doplněn ještě třetím 2 km dlouhým interferometrem v Hanfordu. Přesnost měření polohy koncových testovacích tělísek je o šest řádů vyšší přesnost než u válců Webera. Frekvenční rozsah, ve kterém je zařízení citlivé činí 40÷2000 Hz a odpovídá většině očekávaných zdrojů gravitačních vln. První vědecká měření započala v roce 2002. V zařízení je částečně odstíněn tepelný šum a seismický hluk.

Na světě existují i další interferometrické detektory s nižší citlivostí: VIRGO, GEO 600, japonský TAMA a připravuje se grandiózní projekt LISA umístěný ve vesmíru. Půjde o tři sondy tvořící interferometrický systém se vzdáleností ramen 5 000 000 km, který bude pracovat s frekvencemi od 10−4 Hz do 1 Hz a umožní tak sledování supermasivních černých děr s nízkými frekvencemi gravitačních vln. Soustava těchto tří sond bude obíhat kolem Slunce. Start se předpokládá kolem roku 2015. U zařízení LISA je naděje pozorovat i reliktní gravitační záření z prvopočátků vesmíru a přímo z pozorování zjistit, jak vesmír vypadal v raných vývojových fázích.

To, že se přímo nepodařilo až do současnosti detekovat gravitační vlny, ještě nemusí znamenat nepřekonatelný problém. Prostě v našem těsném okolí nedošlo k asymetrické explozi supernovy nebo k fúzi dvou neutronových hvězd či černých děr. Je však třeba přiznat, že fyzikální obec je stále nervóznější. Existence gravitačních vln plyne z obecné teorie relativity, která je základem současné teorie gravitace. Její elegantní konstrukce umožnila pochopení mnoha jevů, nicméně nejasnosti panují i nad zrychlenou expanzí vesmíru a s ní souvisící temnou energií. Nicméně objevují se i na první pohled fantastické teorie, že gravitační vlny jsou po svém vzniku absorbovány do dalších dimenzí našeho vesmíru, a nebo že vůbec neexistují. Většina fyziků však stále věří, že jejich detekce je jen otázkou času.