Od našeho minulého dílu seriálu věnovaného gravitačním vlnám uplynulo už hodně vody, takže myslím, že je na místě se na tuto mimořádně atraktivní část fyzikálního výzkumu podívat znovu. Událo se v ní totiž mnoho zajímavého, o čem stojí za to se rozepsat. A to jak v oblasti výzkumu pozemního, tak kosmického.

Nebudu zde znovu opakovat základní fyzikální principy, pokud někoho zajímá fyzika za gravitačními vlnami, nebo si potřebuje některé skutečnosti zopakovat, doporučím se podívat na první díl našeho seriálu, popřípadě na dlouhý článek věnovaný jen gravitačním vlnám, který jsem vydal před několika lety.

Gravitační kosmické observatoře Evropa

Začneme novinkami týkajícími se jedné z nejočekávanějších fyzikálních kosmických observatoří vůbec, mise LISA. Jen její peripetie by vydaly na samostatnou dlouhou přednášku, takovou, jakou má Dušan Majer o misi ExoMars. Ve zkratce jde o to, že původně připravovaly tuto misi společně americká NASA a evropská ESA. Američané od projektu ustoupili, jen aby se do něj po prvním přímém pozorování gravitačních vln na detektorech LIGO zase vrátili. Vzhledem k aktuální neveselé situaci ohledně rozpočtu a škrtů v NASA ovšem hrozí, že USA z projektu znovu vycouvají.

To by pochopitelně bylo velmi nepříjemné, vždyť v USA pracují někteří z nejlepších odborníků na gravitační vlny, ale snad by to nebylo fatální. ESA už jednou zkusila, že by misi zvládla obsloužit i sama. Nicméně pochopitelně hrozí přinejmenším zdržení už tak zpožděné mise. Při schválení observatoře LISA ze strany Evropské kosmické agentury se hovořilo o tom, že by se start mohl stihnout v roce 2033. Nyní se mluví o startu v roce 2035 a další zdržení je celkem pravděpodobné. Reálně tak hrozí, že se nestihne to, co se píše na webu ESA, že totiž LISA bude první kosmický detektor gravitačních vln. Pokud by Čína dodržela termíny, je možné, že se detektor Taiji vydá do kosmického prostoru dříve.

Ale abychom nebyli jen negativní, je nutno připustit, že se v přípravě mise LISA odehrály i velmi pozitivní věci. V červnu letošního roku uzavřela ESA kontrakt s firmou OHB System AG. Právě tato společnost má za úkol postavit tři družice observatoře LISA. Na jejich konstrukci se bude podílet i společnost Thales Alenia Space, s níž firma OHB System AG uzavřela smlouvu o spolupráci. Připomeňme si jen, že LISA se bude skládat ze tří družic, které budou svírat formaci rovnostranného trojúhelníka s rameny o délce 2,5 milionu kilometrů. Observatoř bude na heliocentrické dráze ve stejné vzdálenosti od Slunce jako Země, ale budou asi o 20 stupňů za Zemí.

Družice LISA budou na sebe vzájemně svítit lasery. Při průchodu gravitační vlny se trojúhelník lehce zdeformuje, z čehož budeme schopni určit, že vidíme gravitační vlnu, odkud přišla, její zdroj a další důležité parametry. Připomínám důležitou věc, která se často vykládá mylně. LISA nebude citlivější než pozemní detektory jako LIGO, naopak, bude méně citlivá. Podstatné ale je, že bude vidět gravitační vlny o nižších frekvencích a tím jiné zdroje. Zejména se očekává, že by LISA měla vidět srážky supermasivních černých děr, popřípadě srážky supermasivních černých děr s menšími černými dírami.

Nezapomeňme také na to, že na misi LISA má podíl i česká strana. Čtyři ústavy Akademie věd ČR a jedna soukromá firma připravují mechanismus FSUA pro přepínání laserových paprsků. Pokud vás zajímají podrobnosti, doporučuji vám podívat se na přednášky či jiná veřejná vystoupení fyzika Davida Hlaváčka z Fyzikálního ústavu AV ČR, který se na vývoji FSUA osobně podílí. A nakonec ještě jedna dobrá zpráva, víme už, jaká nosná raketa bude pro start observatoře LISA použita, družice vynese nová evropská raketa Ariane 6.

Gravitační kosmické observatoře mimo Evropu

Kosmické observatoře věnující se pozorování a výzkumu gravitačních vln ale nechystá jen Evropa a USA. Do hry vstupují i asijští tygři. Japonsko chystá observatoř DECIGO, Čína pak připravuje rovnou dvě observatoře TianQin a Taiji. Co o nich víme?

Po pravdě, moc toho není. Japonská strana je na informace poměrně skoupá. DECIGO by mělo startovat snad někdy ve třicátých letech, ale vzhledem k tomu, o jak finančně nákladný a technicky náročný projekt se jedná a s ohledem na to, že má startovat i technologický demonstrátor této observatoře, k čemuž zatím nedošlo, nebylo by vůbec žádným překvapením, kdyby nakonec start sklouzl až za rok 2040.

Čína je ohledně informování obecně také velmi zdrženlivá. Zde aspoň víme, že se chystají dvě observatoře TianQin a Taiji. U první jmenované víme, že má mít podobnou architekturu jako LISA, tedy trojúhelníkové uspořádání, délka ramen bude ale jen 100 000 kilometrů a observatoř bude umístěna na vysoké oběžné dráze kolem Země. Taiji bude v podstatě dvojčetem mise LISA, také bude mít formaci rovnostranného trojúhelníka a také bude na heliocentrické oběžné dráze v téže vzdálenosti jako Země. Jen nebude disponovat rameny dlouhými 2,5 milionu kilometrů, ale 3 miliony kilometrů a nebude 20 stupňů za Zemí, ale 20 stupňů před ní.

Číňané jsou opravdu cílevědomí a snaží se, aby se tyto observatoře do vesmíru skutečně vydaly. Jak TianQin, tak Taiji už měly v kosmickém prostoru demonstrační mise, které testovaly klíčové technologie. Taiji bude mít ještě testovací fázi dva, kdy budou do kosmu vyslány dvě družice, které budou zkoušet laserovou komunikaci mezi sondami observatoře. Samotné plné verze observatoří by měly startovat někdy ve 30. letech. TianQin zatím bez upřesnění, Taiji snad v roce 2033.

Pokud tedy vše půjde dobře a termíny budou platit, prvním kosmickým detektorem gravitačních vln by se stal právě čínský systém Taiji. Určitě je ale na místě jistá opatrnost. Byť let technologického demonstrátoru dopadl na výbornou, přeci jen jde o do značné míry neprobádané pole a nové postupy a technologie. Lze tedy očekávat, že i v případě jinak skvěle šlapající Číny nějaké zdržení přijde a plánovaný termín startu v roce 2033 se téměř jistě nestihne. Na druhou stranu, totéž jde očekávat i u mise LISA, takže stále má Taiji slušnou naději na to být první.

Reliktní gravitační vlny

Svatým grálem gravitační astronomie je detekování reliktních gravitačních vln. Ty se měly vytvořit těsně (jen nepředstavitelně malé zlomky sekundy) po vzniku vesmíru. Teoreticky by je mohly přímo detekovat právě kosmické detektory jako LISA, Taiji či TianQin. Je nicméně možné, že si budeme muset počkat až na druhou generaci kosmických detektorů, jako je hypotetický evropský projekt Big Bang Observer.

Existuje však i možnost detekovat reliktní gravitační vlny nepřímo. A to díky tomu, že tyto vlny mohly zanechat otisk v reliktním záření. Toto záření je pozůstatkem po horkém počátku vesmíru, uvolnilo se na konci Velkého třesku, v době, kdy byl vesmír starý asi 380 000 let. Tehdy došlo v kosmu k fázovému přechodu, díky němuž se vesmír stal pro elektromagnetické záření průhledným, fotony se oddělily od látky a mohly se nadále vesmírem volně pohybovat.

Reliktní záření jsme poprvé zachytili v roce 1964 a dnes je již důkladně prozkoumáno díky kosmickým observatořím, jako jsou americké sondy COBE a WMAP, či evropské sonda Planck. Reliktní záření je pro kosmologii velmi užitečné a díky němu dokážeme určit mnoho důležitých parametrů našeho vesmíru. A v principu by mohlo umožnit i detekci reliktních gravitačních vln.

U reliktního záření, podobně jako i u jiného elektromagnetického záření můžeme pozorovat polarizaci. Jde o speciální vlastnost elektromagnetických vln, konkrétně jde o směr, v němž se při šíření vlnění pohybuje vektor elektrické intenzity. Nebojte, už vás nebudu zatěžovat podrobnostmi. Nicméně polarizaci znáte i z běžného života, polarizační filtry mívají poměrně často třeba sluneční nebo lyžařské brýle. A polarizaci vykazuje právě i reliktní záření.

Když napozorujeme reliktní záření, můžeme rozložit výsledný polarizační obrazec na dva polarizační módy – E a B. E mód je část polarizace bez preferované točivosti, B mód naopak vykazuje nenulovou točivost, ať už kladně či záporně orientovanou. Polarizace reliktního záření vzniká tím, že na elektrony v době posledního rozptylu (to je 380 000 let po začátku vesmíru) dopadaly z různých směrů různě energetické fotony. Tím došlo k rozptylu (tzv. Thomsonův rozptyl), výsledkem čehož je polarizace fotonů reliktního záření.

K tomu, že z různých směrů přicházely fotony různých energií mohlo dojít třemi mechanismy. Fotony mohly být ovlivněny skalárními poruchami, vektorovými poruchami anebo tenzorovými poruchami. Skalární poruchy jsou prostě jen oblasti různé hustoty a teploty, vektorové poruchy jsou tzv. topologické defekty, takže třeba magnetické monopóly nebo kosmické struny. No a tenzorové poruchy jsou právě námi hledané gravitační vlny. Fotony tedy změnily svou frekvenci, kvůli tomu, že prošly skrze gravitační vlny.

Skalární poruchy určitě existovaly, to víme díky anizotropiím reliktního záření, stačí se podívat na mapu observatoře Planck. Vektorové poruchy nevíme, zda existovaly a u tenzorových doufáme, že ano. A teď zpět k módům polarizace. E módy polarizace jsou vyvolané skalárními a tenzorovými poruchami, tedy teplotními a hustotními fluktuacemi, nebo gravitačními vlnami. Bohužel mezi tím neumíme rozlišit. Takže, i když E mód už nějakou dobu pozorujeme, v tomto směru je nám k ničemu.

Zato B mód je nám mnohem prospěšnější. Ten je totiž vyvolán vektorovými či tenzorovými poruchami, tedy topologickými defekty či reliktními gravitačními vlnami. V obou případech jde o velmi zajímavou fyziku. Nicméně podle teoretických předpokladů by měl být efekt topologických defektů brzy utlumen a měl by se projevovat jen efekt gravitačních vln. Jinými slovy, objev B módu polarizace reliktního záření by dost silně naznačoval přítomnost reliktních gravitačních vln.

Musíme si však dávat pozor. Možná si také pamatujete na situaci z minulého desetiletí, kdy se už zdálo, že tento B mód v datech z reliktního záření vidíme a už se málem slavil objev reliktních gravitačních vln. Jenže bohužel, tyto výsledky může ovlivnit i kosmický prach, jehož je ve vesmíru dostatek. A skutečně se brzy ukázalo, že pozorovaný signál byl ovlivněn mezihvězdným prachem.

Sonda LiteBIRD

Výzkum reliktního záření a jeho polarizace pokračuje. Výsledky z evropské kosmické sondy Planck, či pozemních observatoří Atacama Cosmology Telescope a Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) neodhalily nic zásadního. Ale neztrácejme naději. Japonsko totiž chystá mimořádně zajímavou sondu LiteBIRD na níž se podílejí i vědci z USA, Kanady a Evropy. Tato sonda bude zkoumat reliktní záření a bude zaměřena právě zejména na výzkum jeho polarizace.

Ještě nedávno se počítalo s jejím startem v roce 2032, v tuto chvíli to již sklouzlo na rok 2033 a další zdržení asi ještě přijdou. Ale to nevadí, výsledky doufejme čekání plně nahradí. Až bude sonda připravena vynese ji nová japonská raketa H3, poté bude následovat přelet do blízkosti libračního centra L2 soustavy Slunce – Země, kde sonda stráví minimálně tři roky základní mise.

Provede několik skenů celé oblohy, získá tak podrobnou celooblohovou mapu reliktního záření a jeho polarizace. Oproti observatoři South Pole Telescope, která naměřila B módy před deseti lety, což se nakonec ukázal být falešně pozitivní výsledek, bude mít LiteBIRD hned několik výhod. Za prvé bude snímat celou oblohu, a to hned několikrát, zatímco South Pole Telescope vidí jen určitý výsek jižní oblohy, za druhé bude mít vysokou citlivost a konečně za třetí bude snímat reliktní záření na celé škále frekvencí od 40 až do 400 GHz. LiteBIRD by tak měla být schopna jednoznačně odlišit signál polarizace reliktního záření od signálu galaktického prachu.

Technicky bude sonda LiteBIRD malý zázrak, aby totiž všechno fungovalo správně, musí být celá optická soustava sondy chlazena na 5 Kelvinů. To lze provést jen pomocí kapalného helia. Klíčové části sondy jako ohnisková rovina budou dokonce chlazeny jen na 100 milikelvinů, což se provede vícestupňovým chlazením pomocí speciálního velmi složitého chladiče. Přístroje detekující polarizaci pak budou supravodivé, takže je také bude nutné chladit na nízké teploty, a má jich být 2 622.

I když byla konkurenční mise OKEANOS také velmi zajímavá, jsem moc rád, že LiteBIRD výběrové řízení u agentury JAXA vyhrála a přiznávám, že je to jedna z misí, na které se těším nejvíc. Pokud se skutečně podaří naměřit B mód polarizace, bude to obrovský průlom ve fyzice gravitačních vln, kosmologii i teoretické fyzice. Mohli bychom třeba konečně potvrdit správnost inflačního kosmologického modelu a říci více o počátku našeho vesmíru. Ale i kdyby se to snad nepovedlo, další poznatky o reliktním záření budou tak jako tak velmi cenné.

Pulsar Timing Array

U nezávislé detekční metoda PTA využívající signály z pulsarů v tuto chvíli nic zásadního nového není, takže ji tu zmiňuji jen jako připomenutí, že i ona existuje a má co říci. V zásadě se aktuálně provádí dvěma základními způsoby. Skrze rádiové záření a skrze gama fotony. Rádiové záření má nyní náskok, po celém světě existuje několik týmů, které se snaží tuto metodu využít. V tuto chvíli jsou už docela blízko, ale potřebují ještě několik let nabírat statistiku, aby mohli říci jistě, že signál gravitačních vln vidí, popřípadě aby mohli říci k detekovaným gravitačním vlnám něco určitého.

Sledování gama fotonů je poměrně nový postup, který fyziky napadl až před pár lety. Zatím je ve fázi zkoušení. Využívá se Fermiho gama observatoř, gama družice americké NASA. Vědci jsou schopni detekovat poměrně málo správných gama fotonů, ale i to by mohlo stačit. Jen bohužel potřebují nabírat statistiku přinejmenším ještě 10 let. A to by se současnými škrty v NASA mohl být poněkud problém. Ale uvidíme, snad Fermiho observatoř bude i nadále fungovat a vydrží potřebnou dobu.

Čtvrtý běh detektorů LIGO-VIRGO-KAGRA

Pokud vás zajímá jen a pouze kosmonautika a kosmický výzkum, můžete na tomto místě čtení ukončit. Sice by to byla myslím si škoda, neboť i další části textu budou zajímavé, ale samozřejmě chápu, že ne každého to musí zajímat.

V minulém dílu našeho seriálu jsme skončili za situace, kdy jsme měli 91 potvrzených pozorování gravitačních vln ze tří běhů detektorů LIGO-VIRGO-KAGRA. S tím, že z prvního běhu O1 byly tři potvrzené události, ze druhého běhu O2 osm událostí a na běh O3 pak připadlo zbylých 80 událostí. Je tedy jasně zřetelné, že postupně dochází k vylepšování gravitačních detektorů, které jsou čím dál citlivější a schopny zachytit čím dál více událostí. Říkali jsme si také, že z nového běhu O4 máme již přes 200 kandidátů na nové gravitační události.

Od té doby se mnoho změnilo. Čtvrtý běh pozorování O4 začal 24. 5. 2023 a ke dni psaní článku (15. 11.) stále probíhá, má skončit 18. 11. 2025. Tento běh je nezvykle dlouhý, proto byl rozdělen do tří podkategorií, běhů O4a (květen 2023–leden 2024), O4b (duben 2024–leden 2025) a O4c (leden 2025–listopad 2025). Kandidátských událostí máme už máme několik stovek, takže nemá smysl je probírat podrobněji, až na některé výjimky, k nimž se dostaneme později.

Pokud jde o potvrzené události, ty také přibyly. V srpnu letošního roku byly publikovány dva odborné články s novými událostmi. Je jich 127, čímž se celkový počet detekcí zvedl na 218. A to přitom potvrzené události končí v lednu 2024, na konci běhu O4a. Čili další dva podcykly O4b a O4c ještě nejsou zpracovány a lze u nich čekat další stovky detekcí. Nová sada událostí je velmi důležitá, neboť zvyšuje statistiku pozorovaných událostí.

Nové detekce z běhu O4a

Jak jsme si řekli, od minula nám přibylo 127 událostí. Jaké jsou? Nepříliš překvapivě převažují splynutí dvou černých děr, těch je rovnou 125. Jen dvě události se odlišují, a to hned první dvě zaznamenané v rámci běhu O4a v květnu 2023. GW230518 je teprve čtvrtou potvrzenou srážkou černé díry s neutronovou hvězdou. Mimochodem, je ještě jedna sporná událost z roku 2019, která je potvrzena jako gravitační vlna, ale u jedné složky systému se neví jistě, zda šlo opravdu o černou díru, v takovém případě by to byla pátá podobná událost.

O jedenáct dní později následovala událost GW230529, která je také poněkud neobvyklá. Jednou složkou systému byla neutronová hvězda. Ovšem druhá složka je záhadou. Patří totiž do tzv. hmotnostní mezery. Jde o objekt s hmotností takovou, že by měl být těžší než nejhmotnější možná neutronová hvězda (TOV limit), ale přitom lehčí než nejméně hmotná možná černá díra. Co tedy jsou objekty v oblasti hmotnostní mezery nevíme. Může jít o výjimečně lehké černé díry, výjimečně těžké neutronové hvězdy nebo nějaký nový typ objektu. Uvidíme z dalších měření.

Kromě toho byly všechny pozdější události drážkami dvou černých děr. Neznamená to však, že by šlo o události nudné. Tak například GW230704_212616 (rozšířené označení znamená, že jde o událost zachycenou 4. července 2023 ve 21 hodin, 26 minut a 16 sekund) je zajímavá tím, že se odehrála ve vzdálenosti 23,47 miliardy světelných let. Možná si říkáte, že je to nějaké divné, neboť jsme si v několika textech o výsledcích JWST říkali, že nejvzdálenější galaxie je zhruba 13,5 miliardy světelných let daleko, a navíc přece platí, že vesmír vznikl před 13,8 miliardami roky. A přesto je to možné a neporušuje to žádné zákony relativity, ani kosmologie.

Ve vesmíru totiž rozlišujeme dva typy vzdáleností – tzv. light-travel distance a luminosity distance. První, jak už napovídá název, říká, jak dlouho cestovalo světlo z daného objektu k nám. Máme-li tedy např. galaxii MoM-z14 o vzdálenosti 13,51 miliardy světelných let, pak nám to říká, že světlo této galaxie k nám cestovalo 13,51 miliardy let. A v době vyzáření také tato galaxie byla 13,51 miliardy světelných let daleko.

Jenže vesmír se rozpíná, a proto jsou dnes již mnohé objekty dále. Což neplatí pro ty velmi blízké pochopitelně. Ale pro vzdálené ano. Luminosity distance tedy udává dnešní vzdálenost objektu. A ta klidně může být 23,47 miliard světelných let, protože dnešní poloměr pozorovatelného vesmíru je asi 47 miliard světelných let. Jak tedy vidíte, obecná relativita zde porušena není a nejsou porušeny ani modely moderní kosmologie.

Rovněž nejbližší srážka dvou černých děr byla zachycena v rámci běhu O4a. Přišla ze vzdálenosti 280 Mpc, což je asi 913 milionů světelných let a jedná se o událost GW230814_230901. Zde vidíte, jak je strašně důležité, aby naše interferometry dokázaly spolehlivě detekovat i velmi vzdálené události, když nejbližší je zhruba miliardu světelných let vzdálená. Objem totiž roste se třetí mocninou a čím dále do vesmíru vidíme, tím větší šanci máme něco zachytit, množství vhodných systémů totiž prudce narůstá. Nejbližší událostí obecně pak byla srážka dvou neutronových hvězd, slavná GW170817 vzdálená jen 40 Mpc, tedy asi 130 milionů světelných let.

Zajímavé je i podívat se na hmotnosti gravitačně zachycených černých děr. Až dosud se nám podařilo detekovat sedm černých děr, které vznikly sloučením dvou jiných černých děr, a přitom byla jejich hmotnost vyšší než 100 hmotností Slunce. V jednom případě šlo o černou díru tak těžkou, že dokonce už jedna z černých děr, které se srážky účastnily, a daly vzniknout výsledné těžké černé díře disponovala hmotností 102 hmot Slunce. Díky gravitačním detektorům jsme tak objevili nový typ černých děr, takzvané středně hmotné černé díry, o nichž se dříve jen spekulovalo. Jejich hmotnost se pohybuje od 100 hmot Slunce až do 1 000 000 hmot Slunce.

Nyní se nám statistiku této skupiny černých děr povedlo významně rozšířit. Máme hned deset nových černých děr v této kategorii, které vznikly sloučením dvou lehčích černých děr, jejich hmotnosti jsou 102, 132, 105, 102, 119, 111, 126, 144, 101 a 225 hmot Slunce. Plus máme několik černých děr, které na hranici 100 hmot Slunce jen těsně nedostanou. Nejzajímavější je určitě posledně jmenovaný případ černé díry s hmotností 225 hmot Slunce.

Jedná se o událost GW231123, která přišla ze vzdálenosti asi 7,17 miliardy světelných let. Šlo o sloučení dvou černých děr o hmotnosti 137 a 103 hmoty Slunce za vzniku černé díry o hmotnosti 225 hmot Slunce. Jde tedy o první případ, kdy do kategorie středních černých děr spadá jak výsledná černá díra, tak obě složky srážejícího se systému. Spočítáme-li si hmotnosti, vyjde nám, že se nám někde chybí 15 hmot Slunce. Ty se ovšem zázračně neztratily, to by porušovalo zákony zachování, ale vyzářily se ve formě gravitačních vln. Lze očekávat, že s rostoucím počtem zachycených událostí bude růst i počet zaznamenaných středních černých děr.

Mimochodem, obě černé díry, které se při události GW231123 srazily mají dosti vysoké hmotnosti a také poměrně rychle rotovaly. Má se proto za to, že nevznikly přímo z nějaké explodující velmi hmotné hvězdy, ale že systém prošel složitějším vývojem a už tyto dvě černé díry vznikly předchozí srážkou lehčích černých děr, čemuž říkáme hierarchické slučování. Jistě to asi nikdy nezjistíme, ale jde o první systém, u něhož máme takto silné náznaky, že by mohlo o hierarchické slučování jít.

A naopak i nejlehčí dosud známá černá díra vzniklá sloučením dvou černých děr pochází z běhu O4a. Jde o událost GW230627, kdy se sloučily černé díry o hmotnosti 8,37 a 5,79 hmoty Slunce, přičemž vznikla černá díra s hmotností 13,5 hmot Slunce. Gravitační vlny pak odnesly zbylé asi 0,6 sluneční hmotnosti. Nejlehčí černá díra vzniklá z jakékoli srážky přitom byla zachycena v běhu O3, jedná se o událost GW200115 a výsledná černá díra s hmotností 7,8 hmoty Slunce vznikla srážkou černé díry (také velmi lehké) a neutronové hvězdy.

Kandidátské události běhu O4

Ke 12. 11. máme z běhu O4 již 175 kandidátských událostí. Dá se důvodně předpokládat, že podstatná část bude později potvrzena jako skutečné gravitační události. Dá se dokonce předpokládat, že i u běhu O4a, kde jsou již gravitační vlny publikovány, mohou ještě nějaké nové události po důkladnějším prostudování kandidátských událostí ještě nějaká nová potvrzená měření přibýt.

Skrývá se v kandidátech něco zajímavého? Ale jistě. Podívejme se na rozložení pravděpodobných zdrojů. V jednom případě jsme zřejmě viděli další sloučení černé díry s neutronovou hvězdou. Velkým důvodem k radosti je, že poprvé od roku 2019 zřejmě vidíme také srážku dvou neutronových hvězd, pokud se pozorování potvrdí, půjde teprve o třetí podobnou potvrzenou událost.

Tři měření zachytila objekt v hmotnostní mezeře mezi neutronovými hvězdami a černými dírami, ve dvou případech je druhým objektem systému černá díra, v jednom neutronová hvězda. Velmi zajímavé jsou také dva zvláštní signály, u nichž se zatím nepovedlo identifikovat žádný možný zdroj. Zkrátka jen víme, že jsme zachytili pravděpodobné gravitační vlny, ale nevíme, co je vygenerovalo.

Když tedy sečteme dvojice neutronových hvězd (1), neutronovou hvězdu s černou dírou (1), hmotnostní mezeru (3) a neidentifikované signály (2), zjistíme, že nepřekvapivě opět většinu kandidátů tvoří splynutí dvou černých děr. Konkrétně jde o 168 zachycených signálů.

Ve všech případech mluvíme, až do podrobného zpracování měření a jeho publikace, o nejpravděpodobnějším možném vysvětlení. Některé události lze vysvětlit i jinými způsoby. Byť tato alternativní vysvětlení nejsou příliš pravděpodobná. Podívejme se například na kandidáta S250917aq. S pravděpodobností 97,2 % jde o srážku dvou černých děr. Pravděpodobnost objektu v hmotnostní mezeře a černé díry je 2,7 % a zbylá 0,1 % pravděpodobnosti připadá na srážku černé díry s neutronovou hvězdou.

Lze očekávat, že velkou pozornost budou přitahovat dva zatím neidentifikované signály S240420ax a S251031dw, u nichž vědci budou určitě velmi chtít odhalit, co se za nimi skrývá. A zájem přitahuje i kandidát S250206dm, kde jde o systém neutronové hvězdy a objektu v hmotnostní mezeře. Co je ale obzvlášť zajímavé je, že jde o první gravitační signál, u nějž se uvažuje o spojení s rychlým rádiovým zábleskem (FRB20250206A) a také s neutriny. Ta byla zachycena observatoří IceCube v Antarktidě a přišla přesně dvě. Čas událostí sice souhlasí, ale směr, jak se zdá spíše ne. Spíše tedy tyto události souvislost nemají a jde jen o náhodu, že se časově shodují, ale třeba nás ještě překvapí.

Pozoruhodné je i to, že se u některých kandidátů díky spolupráci tří detektorů podařilo velmi přesně lokalizovat oblast, odkud měly gravitační vlny přijít. Kupříkladu u kandidáta S240615dg je lokalizace přesná v rámci pěti čtverečních stupňů. Téměř jistě jde o splynutí dvou černých děr, kde nelze čekat elektromagnetický signál, takže v tomto případě to tak užitečné není, ale i tak jde o pozoruhodný úspěch.

Fascinující je i událost S240621em, kde jde zřejmě o srážku černých děr vzdálenou 24,3 miliardy světelných let. Že nejde o porušení fyzikálních zákonů jsme si již vysvětlili výše. Naopak potenciální třetí detekce srážky dvou neutronových hvězd S251112cm je vzdálená jen 313 milionů světelných let, což z ní činí nejbližšího kandidáta běhu O4.

A pokud si potrpíte na kuriozity, je tu kandidát S241225c, pravděpodobně srážka dvou černých děr, vzdálená 666 megaparseků. To je tak krásné číslo, že jej ani do světelných let převádět nebudu.

V každém případě se můžeme důvodně domnívat, že počet kandidátů z běhu O4 bude postupně ubývat, jelikož budou fyzikové postupně vyhodnocovat získaná data a mnohé kandidáty tak potvrdí jako skutečné gravitační vlny. Jiné naopak odmítnou jako falešně pozitivní výsledky. V následujících a měsících se tak můžeme dočkat dalších desítek, ale spíše stovek nových potvrzených gravitačních pozorování.

Nejsilnější známý signál

Občas se ale stane, že je nějaký signál z právě probíhajícího běhu detektorů tak silný a jasný, že se nečeká na vyhodnocení zbytku událostí, ale dojde ke zveřejnění pozorování gravitačních vln rovnou. Stejně tak tomu bylo v případě události GW250114 z dosud jinak nezpracovaného běhu O4b. Šlo o srážku dvou černých děr o hmotnosti 33,6 a 32,2 hmot Slunce, výsledná černá díra měla 62,7 hmot Slunce, takže 3,1 sluneční hmotnosti byly odneseny gravitačními vlnami. Černé díry splynuly 1,3 miliardy světelných let daleko, někde na rozhraní souhvězdí Lva, Raka, Malého lva či Velké medvědice.

Na tom všem by nebylo nic tak výjimečného. Tato událost je však zcela unikátní díky tomu, jak kvalitní, čistý a jasný byl pozorovaný signál. Poměr signálu vůči šumu je zde dvakrát lepší než u předchozího nejlepšího pozorování z roku 2023. Dokonce je naměřený signál tak skvělý, že někteří hledají různá alternativní vysvětlení jeho vzniku.

Například se objevila hypotéza, že sice skutečně šlo o srážku černých děr, ale tato srážka se odehrála v paralelním vesmíru. Přičemž v okamžiku srážky se měla otevřít červí díra, přes kterou by se signál přenesl do našeho vesmíru, což jej zesílilo. Bláznivá hypotéza? Rozhodně ano. Nevsadil bych na ni osobně ani cent. Myslím, že je dobré se držet trochu při zemi. Vraťme se tedy ze snění zpět do reality. I bez podobných pohádek je totiž tato událost mimořádně zajímavá. Díky kvalitě signálu totiž bylo možné ověřit dvě zásadní hypotézy týkající se černých děr.

První se týká měřitelných vlastností černých děr. Říká nám, že jakákoli černá díra je plně popsatelná pouhými třemi parametry – hmotností, momentem hybnosti a elektrickým nábojem. Elektrický náboj je navíc u všech realistických černých děr nulový, takže reálně to jsou pouze dva parametry. Žádné jiné vlastnosti černé díry mít nemohou, jsou smazány při gravitačním kolapsu. Představme si například, že máme dvě černé díry, jedna vznikla kolapsem běžné hmoty, druhá kolapsem antihmoty. Platí, že tyto dvě černé díry jsou od sebe pro vnějšího pozorovatele nerozeznatelná.

Toto pravidlo je známo jako no-hair theorem, což v češtině nemá žádný dobrý překlad, říkáme proto, že černé díry nemají vlasy. Samotný teorém vymyslel kanadský fyzik německého původu Werner Israel, název mu pak dal izraelský fyzik Jakov Bekenstein. Tvrzení později zkoumali také Brandon Carter či Stephen Hawking. Ověření ale muselo počkat až na rok 2015 a první pozorování gravitačních vln. Signál tehdy ještě nebyl tak dokonalý, ale stačil na to, aby se zjistilo, že napozorovaná data jsou s tímto pravidlem v souladu. Nové, kvalitnější, měření z události GW250114 tento teorém znovu potvrdilo.

Druhá hypotéza se nazývá Hawkingův teorém a týká se plochy horizontů událostí černých děr. Jak jsme si řekli, když se dvě černé díry sloučí, hmotnost výsledné černé díry je menší než součet hmotností dvou černých děr, které se srazily. Část hmoty je totiž odnesena gravitačními vlnami. Hawking však předpověděl, že pro plochu horizontů událostí to neplatí. Tvrdil, že plocha horizontu událostí jakékoli černé díry se v čase pouze zvětšuje, nebo může v nejlepším případě zůstávat stejná. Nikdy se však nemůže zmenšit. Což samozřejmě platí i pro srážející se černé díry.

Mimochodem, pokud vám toto pravidlo připomíná druhý zákon termodynamiky, jste velmi pozorní. Skutečně, Hawking si vzal inspiraci v termodynamice a jeho práci se také říká termodynamika černých děr. Jeho myšlenky později rozvinul Roger Penrose. Kanaďan jihoafrického původu Frans Pretorius následně ověřoval tento postulát metodami numerické relativity. Ukázal, že při samotném slučování, když černé díry krouží blízko sebe, může velmi krátkodobě ke zmenšení plochy horizontu dojít, podstatné však je, že výsledná černá díra, která se ustálí po srážce má plochu horizontu vždy větší, než je součet ploch horizontů obou původních černých děr.

Zbývalo však ještě ověření experimentální. U dřívějších měření to nebylo, vzhledem k nedostatečně silnému signálu, možné. Avšak u GW250114 byl signál už tak kvalitní, aby ověření bylo proveditelné. A ukázalo se, že Hawking měl pravdu. Před sloučením měly obě černé díry systému plochu horizontů událostí asi 240 000 kilometrů čtverečních. Výsledná černá díra vzniklá jejich splynutím má plochu horizontu přibližně 400 000 kilometrů čtverečních. Plocha se tedy skutečně zvětšila, přesně dle očekávání, a to navzdory tomu, že gravitační vlny část hmotnosti odnesly pryč.

GW250114 poskytla zatím nejsilnější důkaz, že reálně existující astrofyzikální černé díry skutečně odpovídají černým dírám předpovězeným obecnou teorií relativity. Škoda, že už Hawking nežije, za tohle by dost možná kýženou Nobelovu cenu obdržel.

Budoucí plány s druhou generací pozemních detektorů

Druhá generace detektorů bude nadále sloužit ještě řadu let a doufejme, že ji čeká množství dalších zajímavých objevů. Zásadní změny už zde čekat nelze, ale LIGO čeká ještě jedno vylepšení, které by mělo o něco zvýšit citlivost a také dosah detektorů, tedy observatoř uvidí události ve větší vzdálenosti. KAGRA pak čeká spíše na opravu než na vylepšení, vzhledem k tomu, že detektor poničilo nedávné zemětřesení v Japonsku.

Do druhé generace interferometrů patří i některé teprve budované přístroje. Zejména mluvíme o LIGO India (někdy též INDIGO). Jde o nový detektor typu LIGO, který by měl vyrůst v Indii, konkrétně nedaleko Aundha Nagnath v okrese Hingoli ve svazovém státě Maharáštra. Detektor by měl být dokončen a uveden do provozu v roce 2030. Možná vás ale překvapí, že zatím není žádný detektor gravitačních vln na jižní polokouli. To nezmění ani Indické LIGO, které sice bude jižněji než ostatní detektory, ale stále severně od rovníku.

To by se ale mohlo přece jen změnit, když by gravitační detektor mohl vyrůst v Austrálii. O detektoru typu LIGO v Austrálii se uvažovalo již dříve, to byl projekt zvaný AIGO. Z důvodu finančních problémů, kdy vláda Austrálie nemohla vydávat nové finance na vědu byl projekt opuštěn, respektive přesunut do Indie. Nyní se ale objevila nová iniciativa, která zkoumá možnost postavit v Austrálii detektor gravitačních vln, který nese název NEMO. Australská vědecká komunita by se totiž do pozorování gravitačních vln také ráda zapojila, navíc by bylo velkou výhodou mít detektor i na jih od rovníku.

Vytipovány již byly kandidátské lokality po celé Austrálii, zejména však na východě země ve státech Victoria a Nový Jižní Wales. Jednu lokalitu však mají i Queensland, Jižní Austrálie a Západní Austrálie. Právě v Západní Austrálii kousek severně od velkoměsta Perth měl stát detektor AIGO. Zdá se však pravděpodobnější, že pokud detektor NEMO vznikne, bude stát spíše ve východní části Austrálie. Parametry by měl mít podobné jako LIGO či INDIGO a pokud by šlo všechno optimálně, do provozu by se měl dostat někdy ve druhé polovině 30. let.

Třetí generace pozemních detektorů

Plánuje se už ale i třetí generace pozemních detektorů, napřed jsou v této oblasti zejména USA a Evropa. Američané plánují tzv. Cosmic Explorer, Evropané pak Einsteinův teleskop. Tyto plány navíc dostávají čím dál reálnější obrysy. Pojďme se na ně tedy společně podívat.

Americký projekt se, jak jsem už zmínil, jmenuje Cosmic Explorer a velmi zjednodušeně řečeno spočívá ve zvětšení detektorů LIGO. Nové detektory by neměly už mít délku ramen 4 kilometry, ale 40. Efektivní délka ramen je navíc výrazně vyšší, neboť LIGO má v sobě tzv, testovací hmoty, zrcadla, která dokáží odrážet laserový paprsek tam a zpět. Využívá se princip Fabryho-Pérotovy rezonanční dutiny, což efektivně prodlužuje délku ramen u detektorů LIGO stonásobně na 400 kilometrů. Kdyby to stejné platilo u přístrojů Cosmic Explorer, byla by efektivní délka ramen 4000 kilometrů, byť takto jednoduché to samozřejmě nebude.

Pro Cosmic Explorer jsou už předběžně vytipovány některé lokality. Dvě se nachází přímo v USA, dvě pak mimo USA. Americké lokality jsou severozápadní a jihozápadní, obě v západní polovině USA, jedna však severně, téměř u hranice s Kanadou, druhá naopak jižně, skoro u hranic s Mexikem. Dvě lokality se nachází i mimo území USA. Jedna leží na východě Brazílie, druhá pak na jihovýchodě Austrálie. Jak tedy vidíte, snaží se plánovači umístit nějaké detektory na jižní polokouli, aby se vyhnuli současnému ne zcela ideálnímu stavu.

Co bude s projektem Cosmic Explorer je ovšem ve hvězdách. Američané stále mají nejlepší fyziky zaměřené na gravitační vlny na světě a stále mají v této oblasti výhodu. Nicméně to už nemusí dlouho platit, když víme, jak Trumpova administrativa škrtá nebo chce škrtat výdaje na vědu.

Evropa tak může hrát čím dál důležitější roli. Evropa připravuje vlastní projekt nové vylepšené gravitační observatoře, která ponese jméno zakladatele obecné relativity Alberta Einsteina. O přesné podobě Einsteinova teleskopu zatím nebylo definitivně rozhodnuto. Ve hře je varianta, že by se vybudovaly dvě observatoře, ale zatím se zdá pravděpodobnější varianta, že bude pouze jediná observatoř. Postavit dvě by totiž bylo finančně nákladnější.

Aby se co nejvíce snížila nevýhoda jediného detektoru, bude mít tento poněkud zvláštní konstrukci. Za prvé by totiž měl být umístěn v podzemí, což by eliminovalo určitý typ šumů, byť jak se ukazuje, jiný typ šumu, zejména seismických se zase stává výraznější. Za druhé se délka ramen zvýší na deset kilometrů, efektivně díky Fabryho-Pérotovým rezonančním dutinám bude efektivně opět řádově vyšší. A za třetí nebude mít detektor tvar L jako dosavadní pozemní detektory, ale tvar rovnostranného trojúhelníka, podobně jako detektory kosmické.

V onom trojúhelníku bude hned několik vzájemně odlišně natočených ramen, která budou simulovat situaci, kdy bychom měli více detektorů na různých místech. Není to optimální situace, ale je to asi to nejlepší, v co můžeme doufat. Už tak bude Einsteinův teleskop drahý. V tomto směru ovšem musíme sdílet dobrou zprávu. Nová koalice v Německu pod vedením kancléře Friedricha Merze má totiž podporu stavby Einsteinova teleskopu ve svém programovém prohlášení, a dokonce slíbila na tento projekt uvolnit nemalé finanční prostředky.

Tato novinka by mohla ovlivnit i to, kde bude Einsteinův teleskop umístěn. Prozatím se zvažují tři lokality, dvě v Německu a jedna v Itálii. Začněme od konce. Itálie argumentuje tím, že již má s gravitační astronomii velké zkušenosti díky observatoři VIRGO. Proto vytipovali lokalitu na Sardinii, kam by rádi přilákali investory a vědce. Bohužel se proslýchá, že tato lokalita není geologicky nejvhodnější. A navíc, vzhledem k výše uvedenému slibu Německa na finance pro tento projekt lze očekávat, že Německá strana bude chtít mít observatoř na svém území. Itálie je tedy skoro ze hry.

Německo zvažuje lokalitu na severozápadě nedaleko nizozemského Maastrichtu, poblíž trojmezí Německo – Belgie – Nizozemsko. Druhá jejich lokalita je pro nás podstatně zajímavější, měla by se totiž nacházet na území Lužice. Ne sice na české části tohoto historického území, ale na straně německé, nicméně i tak bychom to měli k případnému gravitačnímu detektoru kousek. A byla by to skvělá příležitost pro české fyziky, studenty i firmy. Takže držme si palce, aby tato lokalita zvítězila.

Bohužel ale se zatím zdá, že jasným favoritem je lokalita na opačném konci Německa, poblíž hranic s Belgií a Nizozemskem. Tamní podloží je mimořádně stabilní a pro stavbu vhodné, navíc Belgie i Nizozemsko také mají zájem mít gravitační detektor blízko svému území a kromě toho, právě v těchto místech se nachází i nejbohatší města v Německu. Takže téměř všechno hraje ve prospěch právě této lokace. I tak pro nás pořád lepší než Itálie.

O definitivním umístění detektoru se rozhodně již brzy. Uvidíme také, jak s plány zamává právě podpora ze strany nové německé vlády a kancléře Merze, a slib finančních prostředků. Kdo ví, třeba nakonec vyhraje varianta dvou detektorů. Pak by možná „naše“ Lužice mohla mít přece jen šanci. Takže opatrně doufejme, že budeme mít gravitační detektor pár kilometrů od hranic, ale raději s tím moc nepočítejme, abychom pak nebyli zklamaní.

Závěr

Takto mírně pesimisticky, nebo možná spíše realisticky, zakončujeme druhý díl našeho nepravidelného seriálu o gravitačních vlnách. Znovu se tu u něj setkáme ve chvíli, kdy bude dost nových informací, aby bylo možné seriál napsat.

Použité a doporučené zdroj

• LIGO – https://www.ligo.org/
• LIGO Caltech – https://www.ligo.caltech.edu/
• VIRGO – https://www.virgo-gw.eu/
• KAGRA – https://gwcenter.icrr.u-tokyo.ac.jp/en/
• GEO600 – https://www.geo600.org/
• TAMA300 – http://tamago.mtk.nao.ac.jp/spacetime/tama300_e.html
• LISA (ESA) – https://sci.esa.int/web/lisa
• LISA (NASA) – https://lisa.nasa.gov/
• LISA Consortium – https://www.elisascience.org/
• Max Planck Institute for Gravitational Physics – https://www.aei.mpg.de/
• DECIGO – https://decigo.jp/index_E.html
• International Pulsar Timing Array: https://ipta4gw.org/
• Parkes Pulsar Timing Array: https://www.atnf.csiro.au/research/pulsar/ppta/
• European Pulsar Timing Array: https://www.epta.eu.org/
• NANOGrav: https://nanograv.org/
• Indian Pulsar Timing Array: https://inpta.iitr.ac.in/
• South African Radio Astronomy Observatory: https://www.sarao.ac.za/
• Fermi NASA Goddard: https://fermi.gsfc.nasa.gov/
• Fermi NASA: https://www.nasa.gov/content/fermi/overview
• Einstein Telescope: https://www.et-gw.eu/

Zdroje obrázků

• https://indico.ijclab.in2p3.fr/event/11680/attachments/25330/37197/GravWaveCropped.jpg
• https://www.fzu.cz/sites/default/files/styles/640×640/public/2025-03/VLF_0305.jpg.jpg?itok=5eAhJ_Bq
• https://elya.cz/wp-content/uploads/2018/06/FSUA-01-1024×678.jpg
• https://www.mdpi.com/applsci/applsci-11-07872/article_deploy/html/images/applsci-11-07872-g001.png
• https://ictp-ap.org/page/taiji-laboratory
• https://www.researchgate.net/profile/Jan-Harms-3/publication/235468863/figure/fig1/AS:669090674921480@1536535056629/The-Big-Bang-Observer-BBO-consists-of-four-LISA-like-triangular-constellations-orbiting.png
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2013/03/planck_cmb/12583930-4-eng-GB/Planck_CMB.jpg
• https://briankoberlein.com/blog/its-not-nothing/modes.png
• https://images.www.caltech.edu/main/images/JBock-BICEP2-NEWS-WEB.max-1400×800.jpg
• https://planck.ipac.caltech.edu/system/avm_image_sqls/binaries/31/jpg_original/Planck-CMBpolarization.jpg?1423272321
• https://www.oas.inaf.it/wp-content/uploads/2021/03/litebirdsito.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b7/Fermi_Gamma-ray_Space_Telescope_spacecraft_model.png
• https://cdn.britannica.com/20/188520-050-B6F32AB7/Laser-Interferometer-Gravitational-Wave-Observatory-Hanford-Washington-installations.jpg
• https://www.ligo.caltech.edu/system/media_files/binaries/781/original/O4_timeline.png?1719011522
• https://www.ligo-india.in/wp-content/uploads/2024/04/eng_explainergw230529-1.png
• https://ligo.org/wp-content/uploads/2025/08/GWTC-4p0-mass_mass-scaled.png
• https://pbs.twimg.com/media/GzSTBYIWcAAhLLm.jpg
• https://www.ligo.caltech.edu/system/news_items/images/226/page/Masses_in_the_Stellar_Graveyard_GWTC4.png?1756168501
• https://pbs.twimg.com/media/G6JOZeKWAAAWfcj.jpg
• https://res.cloudinary.com/icecube/images/q_auto/v1653683283/gal_MnOrenewal_icecube_detector_9996b6adb/gal_MnOrenewal_icecube_detector_9996b6adb.jpg?_i=AA
• https://chirp.research.exeter.ac.uk/alert/S240420ax
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/fd/Gw250114_data_and_reconstruction.svg/2560px-Gw250114_data_and_reconstruction.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/ec/LIGO_Signal_Plot_2015_to_2025_noise_reduction.jpg/2560px-LIGO_Signal_Plot_2015_to_2025_noise_reduction.jpg
• https://encrypted-tbn0.gstatic.com/images?q=tbn:ANd9GcTnguC8Ah9p775QD3nCHo3jFp_O0DvY4Tdqkw&s
• https://physics.aps.org/assets/10.1103/Physics.12.s105/figure/1/thumb
• https://gwcenter.icrr.u-tokyo.ac.jp/en/wp-content/uploads/2023/12/SDIM0072_1900x500.jpg
• https://www.ligo.caltech.edu/system/news_items/images/210/page/LIGO_India_site_design_rendering_copy.jpg?1681676539
• https://news.syr.edu/wp-content/uploads/2021/11/Cosmic-690×489-1.jpg
• https://connect.geant.org/wp-content/uploads/2020/11/ETatNight-sea-ridotto.jpg
• https://www.researchgate.net/publication/353338003/figure/fig4/AS:1047304052150272@1626708152317/Conceptional-layout-of-the-Einstein-Telescope-Figure-from-European-Commission-2011.ppm
• https://i.ytimg.com/vi/GQqaXfqhknc/maxresdefault.jpg