V únoru 2016 přišla z USA senzační novina, která brzy zaplnila vědecké weby a další sdělovací prostředky. Observatoř LIGO v září 2015 pozorovala gravitační vlny. Přesně po sto letech od předpovědi Alberta Einsteina tak byly gravitační vlny přímo pozorovány, přestože nešlo o první důkaz jejich existence. Americkým pozorováním se uzavřela jedna dlouhá kapitola fyzikálního výzkumu, a co víc, otevřelo se nám nové okno do vesmíru, které umožní prozkoumání mnoha zajímavých jevů. O tom všem si povíme. Nejprve si ale řekněme něco o základních fyzikálních silách a historii výzkumu gravitace.

Čtyři fyzikální interakce

Ve fyzice rozeznáváme čtyři základní interakce, neboli síly. Kromě dobře známých elektromagnetické a gravitační jsou to ještě poněkud tajemné silná a slabá jaderná. Tyto čtyři síly jsou popsány dvěma základními teoriemi. Gravitační interakci pojímá obecná relativita, zbylé tři síly potom kvantová mechanika. Již desítky let se objevují četné snahy sjednotit popis základních interakcí do jediné jednotné teorie, prozatím bezvýsledně. Co ale o těchto čtyřech silách víme?

Silná jaderná interakce je, jak už napovídá název, nejsilnější ze všech fyzikálních sil. Pokud bychom označili velikost gravitační interakce jako číslo 1, pak silná jaderná interakce bude mít neuvěřitelnou velikost 10³⁸ ,tedy 100 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000. Její dosah je ovšem pouhých 10^-15 metru. Právě tato interakce drží pohromadě kvarky, elementární částice tvořící protony a neutrony a jakási její zbytková síla drží dohromady také protony a neutrony v jádrech atomů.

Opomenout nelze jednu fascinující vlastnost silné jaderné síly nazývanou asymptotická volnost. U běžných sil platí, že pokud od sebe vzdalujeme jejich náboje (například elektrické), intenzita interakce mezi nimi klesá. U silné jaderné síly je tomu přesně naopak. Jestliže od sebe vzdalujeme barevné náboje, jak se nazývají náboje této síly, pak velikost interakce mezi nimi naopak roste. Proto nelze v přírodě pozorovat volné kvarky. Pokud je od sebe totiž vzdálíme příliš, kvarky se sice oddělí, ale vynaložená energie je tak velká, že umožní okamžitou tvorbu dalších kvarků, s nimiž jsou tyto původní opět uvězněny v některé složené částici.

Druhá jaderná síla, slabá, je běžným lidem známá patrně nejméně. Právě ona ale umožňuje proton–protonový cyklus, základní jadernou reakci, díky níž svítí naše Slunce. A stojí i za radioaktivní beta přeměnou, o níž jsme si více pověděli v jednom z minulých textů věnovaném neutrinům. Název nám opět správně napovídá, že je slabší než silná jaderná interakce a to o celých 13 řádů, tedy asi 10 bilion krát. Dosah má ještě kratší než silná jaderná síla, jen asi 10^-18 metru.

Elektromagnetismus je naopak silou, kterou znají patrně úplně všichni, bez ní by totiž nefungovalo mnoho moderních zařízení, od elektráren přes žárovky až po telefony. Původně byla považována za dvě nezávislé síly, elektřinu a magnetismus. V polovině 19. století je ovšem James Clerk Maxwell sjednotil. Elektromagnetická síla je velmi silná, pouze asi stokrát slabší než silná jaderná interakce, na rozdíl od ní má však obrovský, hypoteticky až nekonečný dosah.

Gravitace je silou zdaleka nejslabší, přesto velmi důležitou. Spojuje totiž objekty ve vesmíru dohromady a zodpovídá i za jejich vzájemné pohyby. Podobně jako elektromagnetismus je v určité podobě známa od pradávna. Moderní formulaci přinesl Albert Einstein v roce 1915, jde proto o jedinou základní sílu, již nepopisuje kvantová mechanika, nýbrž obecná relativita.

Gravitaci a elektromagnetismus spojuje řada podobností. Obě mají nekonečný dosah, obě se šíří příčným vlněním o rychlosti světla a také mají dvě roviny polarizace vln. Zde už však začínají jejich rozdíly. Zatímco u elektromagnetismu jsou roviny polarizace vzájemně kolmé, u gravitace svírají úhel 45 stupňů. Co je však ještě důležitější, gravitace působí univerzálně na všechny známé částice, což ji odlišuje nejen od elektromagnetismu, nýbrž i od všech dalších sil působících pouze na částice s příslušnými náboji. U gravitace také nemáme dva typy náboje. Gravitační náboj je totiž v podstatě hmotnost a žádné záporné hmotnosti v přírodě nepozorujeme.

Mimochodem, možná jste v poslední době slyšeli zaručené zprávy o páté základní interakci. Nutno podotknout, že je to do určité míry i otázka definice. Jak jsme si totiž řekli v článku o Stevenu Weinbergovi, elektromagnetismus a slabá jaderná síla byly sjednoceny do elektroslabé interakce, v jistém smyslu dnes tedy můžeme uvažovat již pouze o třech základních silách. Je nicméně pravda, že se objevilo několik výzkumů naznačujících možnost existence další interakce nebo dokonce interakcí. Známé pokusy z Maďarska nejsou bohužel statisticky zcela průkazné. V současnosti existují plány na jejich ověření za jiných podmínek v jiné laboratoři. Další experimenty z USA jsou na tom lépe, na definitivní verdikt je však rovněž třeba ještě počkat kvůli doplnění dat pro dostatečně průkaznou statistiku.

Gravitační vlny

Jak už jsme si řekli, Albert Einstein publikoval svůj model gravitace roku 1915, a jen o rok později sám předpověděl i existenci gravitačních vln. Zatímco však elektromagnetické vlny byly objeveny Heinrichem Hertzem jen několik let po předpovědi Clerka Maxwella, gravitační vlny čekaly na přímou detekci 100 let. Proč tomu tak je?

Už jsem zmínil výše, že gravitace má oproti elektromagnetismu velmi slabou intenzitu. Dokonce tak slabou, že nabitý hřeben dokáže zvednout z podlahy papír, čímž elektromagnetismus u maličkého hřebene překonává gravitaci celé obří zeměkoule. Naznačil jsem i absenci záporných hmotností související s dalším aspektem, že totiž k vyvolání elektromagnetických vln stačí dipólová nesymetrie, tedy asymetrie v jediné ose (má ji například tyč rotující kolem své podélné osy). Pro gravitační vlny ale bohužel potřebujeme složitější kvadrupólovou nesymetrii, kterou má třeba dvojice vzájemně se obíhajících hvězd.

Gravitační vlny proto dlouhé roky nikdo v podstatě ani nehledal, jejich případná detekce byla daleko za hranicí tehdejší techniky. A to i pokud bychom vzali v úvahu ty vůbec nejsilnější původce gravitačního vlnění.

Zdroje gravitačních vln

Gravitační vlny mohou mít řadu různých zdrojů, které můžeme rozdělit podle několika kritérií, například podle místa vzniku. Rozlišujeme pak zdroje astrofyzikální a laboratorní. Zařazení laboratorních zdrojů vás možná překvapí, alespoň hypoteticky je však možné vytvořit gravitační vlny i uměle. Nicméně, pokud bychom vzali 20 metrů dlouhou tyč o průměru jednoho metru a roztočili ji ve dvou osách, získali bychom vlnění o výkonu 10^-29 W. Což je samozřejmě úplně mimo detekční schopnosti i těch nejlepších současných experimentů. Proto lze tyto zdroje zanedbat.

Astrofyzikální zdroje můžeme dále rozdělit na zdroje periodické a aperiodické. Periodické zdroje jsou především binární systémy kosmických objektů, aperiodické potom srážky těles ve vesmíru, výbuchy supernov nebo reliktní gravitační vlny z velkého třesku. Z periodického zdroje se může postupně vyvinout zdroj aperiodický. Při oběhu těles kolem sebe totiž dochází k vyzařování gravitačních vln odnášejících energii ze systému. Objekty se potom postupně přibližují, až dojde ke srážce.

Dříve se mělo za to, že nejnadějnější pro případnou detekci jsou gravitační vlny z výbuchů supernov. Bohužel moderní numerické simulace ukázaly, že supernovy explodují poměrně symetricky, generované vlny jsou tudíž slabší a k jejich zachycení bychom potřebovali dosti blízkou událost. A to je problém. V naší Galaxii vzplane průměrně jen jedna supernova za 100 let, v dalších blízkých galaxiích to není o moc lepší.

Pozornost se tedy upřela na binární systémy. Aby však podobné soustavy posloužily našemu účelu, musí být objekty co nejvíce hmotné a současně kompaktní a optimálně i co nejblíže k sobě. Ideálními kandidáty jsou proto dvojice černých děr, neutronových hvězd, bílých trpaslíků či případně jejich vzájemné kombinace. V okamžiku splynutí obou těles, případně velmi těsně před ním, se výkon gravitačních vln z těchto zdrojů pohybuje kolem 10⁴⁶–10⁴⁸ W!

Počátky výzkumu

Průkopníkem experimentálního výzkumu gravitačních vln se stal americký fyzik Joseph Weber (1919–2000), rodák ze státu New Jersey, jenž za války sloužil u námořnictva a jen těsně unikl smrti při útoku Japonců na Pearl Harbor. Později vystudoval elektroniku a inženýrství, doktorský titul obdržel za práci v oblasti mikrovlnné spektroskopie. Počátkem 50. let se významně zasloužil o rozvoj maserů a laserů, za což byl nominován na Nobelovu cenu, kterou nicméně obdrželi Charles H. Townes (USA), Nikolaj G. Basov a Alexandr M. Prochorov (oba Sovětský svaz).

Od poloviny 50. let zintenzivnil jeho zájem o gravitaci, absolvoval kurz u slavného relativisty Johna A. Wheelera a vrhl se do studia gravitačních vln. K tomuto účelu zkonstruoval dva rezonanční detektory, nazývané podle svého tvaru též Weberovy válce. Šlo o hliníkové detektory o průměru 66 cm, délce 153 cm, hmotnosti 1,4 tuny a rezonanční frekvenci 1 660 Hz s jednoduchým principem fungování. Pokud by válcem procházela gravitační vlna, rozkmital by se, což by zachytily snímače umístěné na jeho povrchu. Aby eliminoval falešné signály, umístil Weber jeden z válců v Chicagu, druhý ve Washingtonu D. C.

Bohužel zde však musíme poukázat také na nevýhody tohoto postupu. Detektor by sice skutečně mohla rozkmitat gravitační vlna, ale pouze tehdy, kdyby její frekvence byla buď rovná rezonanční frekvenci detektoru, nebo jí alespoň velmi blízká. Rezonanční detektory mají tedy velmi omezený frekvenční rozsah. Další zjevnou nevýhodou je dosti nízká citlivost zařízení. Aby bylo možno gravitační vlny zachytit, musel by jejich původcem být mimořádně výkonný zdroj velmi blízko ke Slunci. Navíc je nutné, aby byl detektor dosti hmotný a současně velmi kvalitně vyhotovený.

Přesto se v jednu chvíli zdálo, že Weber gravitační vlny skutečně zachytil. Alespoň to tvrdil on sám na základě dat z konce 60. let. Ve fyzikální obci nejdříve propuklo nadšení, následované však brzy velkým zklamáním. Weberova data se nepodařilo potvrdit a důkladná analýza navíc prokázala, že šlo s vysokou pravděpodobností o falešně pozitivní výsledek. Sám Weber tvrdil, že zdroj jím zachycených gravitačních vln je v centru naší Galaxie, ovšem jednak neznáme žádný dostatečně silný zdroj gravitačních vln v centru Mléčné dráhy odpovídající domnělému pozorování, jednak se ukázalo, že citlivost detektorů není pro podobné pozorování ani zdaleka dostatečná.

Joseph Weber byl nějakou dobu ve fyzikální komunitě velmi obletovanou a oblíbenou osobou, měl dokonce experiment na povrchu Měsíce v rámci mise Apollo 17. Šlo o Lunar Surface Gravimeter (LSG) určený ke stanovení velikosti gravitačního zrychlení na Měsíci a ke zkoumání velikosti slapových deformací měsíčního tělesa. Rovněž se měl pokusit najít gravitační vlny z kosmických zdrojů. Nicméně výsledky nebyly zcela uspokojivé, přístroj vinou špatné konstrukce nefungoval optimálně. Přesto poměrně dlouhou dobu pracoval v omezeném režimu a alespoň nějaká data se tudíž získat podařilo.

Weberova popularita ale brzy zase opadla, a od poloviny 70. let už byl vnímán spíše jako velmi kontroverzní a nedůvěryhodná postava. Na svých výsledcích totiž i přes všechny protiargumenty trval a, v 80. letech dokonce ohlásil další pozorování gravitačních vln ze supernovy SN 1987A. Nikdo jej však už nebral příliš vážně. Weber dožil poklidně se svou druhou manželkou, astronomkou Virginií Trimble, v Pittsburghu v Pennsylvánii, kde 30. září 2000 zemřel.

Ačkoliv jsme Webera vylíčili dosti negativně, nelze mu upřít velké zásluhy o rozvoj a propagaci oboru. Dnes už se však doba posunula, a obecně se přijímá, že rezonanční detektory jsou slepou vývojovou cestou. I přes mnohá vylepšení, například nové materiály detektorů nebo kryogenní chlazení, se nepodařilo dosáhnout citlivostí potřebných pro reálné pozorování gravitačních vln. V provozu jsou tak již jen čtyři rezonanční detektory, z toho dva v Itálii, jeden v Nizozemsku a jeden v Brazílii. Plánuje se sice ještě instalace pátého v Japonsku, ale to je spíše labutí píseň kdysi nadějného směru výzkumu.

PSR B1913+16 a Nobelova cena

První přímý důkaz gravitačních vln proto přišel ze zcela jiného směru. Joseph H. Taylor a Russell A. Hulse objevili v polovině 70. let pomocí slavného a dnes již bohužel zničeného radioteleskopu v Arecibu na Portoriku jeden velmi zajímavý binární systém. Tvoří jej „běžná“ neutronová hvězda a pulsar PSR B1913+16. Pulsary jsou také neutronové hvězdy, ovšem velmi rychle rotující a vydávající natolik pravidelné pulsy elektromagnetického záření, že první objevený pulsar nesl nejprve napůl žertovné označení LGM-1 (little green men-1).

PSR B1913+16 je vůbec prvním známým binárním systémem obsahujícím pulsar. Nachází se 21 000 světelných let daleko ve směru souhvězdí Orla. Každá ze složek má hmotnost asi 1,4 hmoty Slunce, přičemž objekty obíhají kolem společného těžiště s periodou 7,75 hodiny. Při tom dochází k vyzařování gravitačních vln odnášejících ze systému energii, proto se k sobě obě složky vzájemně spirálovitě přibližují. V tuto chvíli se perioda zkracuje zhruba o 76,5 mikrosekund (miliontina sekundy) za rok a přibližně za 300 milionů let by mělo dojít ke srážce obou těles.

Hulse s Taylorem tento binární systém dlouhodobě pozorovali, díky čemuž získali podrobná a vysoce přesná data, a byli schopni velmi dobře prokázat správnost předpovědi obecné relativity. Navíc jako první nade vší rozumnou pochybnost prokázali reálnou existenci gravitačních vln. Za tento výzkum získali oba radioastronomové v roce 1993 Nobelovu cenu za fyziku.

Roku 2003 objevila skupina italské radioastronomky Marty Burgay teleskopem na Parkesově observatoři v australském Novém Jižním Walesu podobnou soustavu, v níž jsou dokonce obě složky pulsary. PSR J0737–3039, jak tomuto systému říkáme, se nalézá ve vzdálenosti asi 4 000 světelných let ve směru souhvězdí Lodní zádě. Hmotnost složek je 1,25 a 1,33 slunečních hmot, doba oběhu dvě a půl hodiny, přičemž asi za 85 milionů let dojde ke srážce obou pulsarů. I v tomto případě se potvrzuje jak předpověď obecné relativity, tak existence gravitačních vln.

Polarizace reliktního záření

Mimořádně zajímavý typ gravitačních vln pochází ze samotného počátku vesmíru, z doby, kdy byl náš svět starý jen asi 10^-35 sekundy. Z pozdějších období vzniku vesmíru známe velmi důvěrně reliktní záření oddělené od látky 380 000 let po počátku a tušíme přítomnost reliktních neutrin z období asi jedné sekundy po vzniku vesmíru. Reliktní gravitační vlny by nám ovšem mohly pomoci nahlédnout mnohem hlouběji do fyzikálních procesů na úplném počátku kosmu.

A co více, tyto vlny by nám rovněž umožnily rozhodnout mezi dvěma konkurenčními kosmologickými modely – teorií velkého třesku a ekpyrotickým modelem. Velký třesk je myšlenka pocházející z 20. let minulého století, postupně doplněná o inflační scénář prudkého rozepnutí o 20 až 70 řádů (v závislosti na detailech modelu) všemi směry právě v období 10^-35 sekundy po vzniku vesmíru.

Konkurenční ekpyrotický model stojí na M–teorii (nadstavba strunových teorií) a pracuje s cyklickou kosmologií. Dle tohoto scénáře dochází k pravidelnému přibližování, srážení a vzdalování jakýchsi membrán paralelních vesmírů, kdy každá srážka značí nový velký třesk. Oba modely předpovídají zásadně odlišné gravitační vlny. Nalezení vln z období velkého třesku by tedy výrazně pomohlo pochopit vznik a vývoj našeho světa.

Bohužel přímé zachycení reliktních gravitačních vln je velmi obtížné a pravděpodobně daleko za hranicí našich současných technologií, byť již existují některé návrhy vesmírných observatoří, které by právě toto měly umět. Prozatím se však musíme spolehnout na nepřímé metody, zejména otisk gravitačních vln v reliktním záření, přesněji řečeno v jeho polarizaci.

Rozeznáváme dva typy polarizace, tzv. E a B mód. E mód může být způsoben gravitačními vlnami, ale i hustotními fluktuacemi, které byly již na počátku vesmíru běžné. V tomto případě nejde rozlišit signál hustotních fluktuací a gravitačních vln. Máme zde ale ještě B mód způsobený buď gravitačními vlnami nebo topologickými defekty, které by však měly být brzy vyhlazeny, a to navíc za předpokladu, že topologické defekty vůbec existují. B mód by tedy mohl být průkazným otiskem gravitačních vln.

A počátkem roku 2014 se zdálo, že jsme důkaz reliktních gravitačních vln našli. Na experimentu BICEP2 umístěném nedaleko Amundsenovy–Scottovy základny na jižním pólu byl B mód polarizace reliktního záření skutečně zachycen, a vše se tedy zdálo být na nejlepší cestě. Avšak chyba lávky, zakrátko byl objev zpochybněn, a ani soustava radioteleskopů ALMA a sonda Planck objev nedokázaly potvrdit. Jak se posléze ukázalo, pozorování výrazně ovlivnil mezihvězdný prach v naší Galaxii. Na zachycení gravitačních vln vzniklých při velkém třesku a rozhodnutí o správnosti kosmologických modelů si proto musíme ještě nějakou dobu počkat.

Laserová interferometrie

Ačkoliv Hulseův–Taylorův objev znamenal velký posun ve zkoumání gravitace, fyzikové přesto nesmírně toužili po přímé detekci gravitačních vln. Poněvadž se rezonanční detektory neosvědčily, musela se objevit jiná, nadějnější metoda. A také se objevila. Její historii můžeme vystopovat až do 60. let, kdy sovětské vědce Michaila Gersenšteina a Vladislava Pustovoje napadlo využít pro hledání gravitačních vln laserovou interferometrii. Ve stejnou dobu přišel s podobnou ideou shodou okolností taktéž Joseph Weber.

Interferometrie je založena na optickém jevu zvaném interference. Jedná se o vzájemné prolínání či ovlivňování vln, jež se při pohybu a interakci v některých místech zesilují, zatímco jinde naopak zeslabují, či dokonce úplně ruší. Interferenci můžeme pochopitelně pozorovat u různých druhů vlnění, třeba u vln na vodní hladině. Jestliže jsou přítomny dva zdroje vlnění, dochází k šíření vln, které se vzájemně neovlivňují při pohybu, avšak v místě jejich setkávání dochází k interferenci.

Podobně může k interferenci docházet rovněž u světelných nebo přesněji elektromagnetických vln. Nejsnáze si to lze přiblížit na slavném dvouštěrbinovém experimentu, kde pouštíme světlo na desku se dvěma štěrbinami, za nimiž je stínítko, na nějž světlo dopadá. Při dopadu na dvouštěrbinu se vlny dělí na dvě, jež spolu vzájemně interferují a vytváří na stínítku typický interferenční obrazec. Na něm můžeme jasně vidět světlá místa zesilování vln – interferenční maxima a tmavá místa zeslabování vln – interferenční minima.

A přesně toho se využívá v zařízeních zvaných interferometry. Princip je prostý. Ze zdroje se vysílá světlo, které je polopropustným zrcadlem rozděleno na dva svazky probíhající dvěma rameny vzájemně svírajícími úhel 90 stupňů. Na konci ramen se paprsek zrcadlem odráží zpět a míří do detektoru, kde se sleduje výsledná interference. Nejznámější užití takového přístroje představuje slavný Michelsonův–Morleyho experiment určený k otestování hypotézy světlonosného éteru.

Gersenštein, Pustojov a Weber nicméně navrhovali v interferometru použít místo běžného světla nedávno objevené koherentní laserové svazky. Myšlenka laserové interferometrie zaujala několik špičkových fyziků, kteří tuto možnost začali rozvíjet. Na Kalifornském technologickém institutu (Caltech) to byl přední světový odborník na obecnou relativitu Kip S. Thorne, autor mnoha odborných i popularizačních publikací a muž známý široké veřejnosti díky účasti na filmech Interstellar a Kontakt. Na Massachusettském technologickém institutu (MIT) se ideje chopil Rainer Weiss, americký odborník německo-židovského původu, který jako malý chlapec utíkal s rodiči před nacismem přes Prahu do USA. Později se významně podílel třeba na legendární sondě COBE.

Thorne působí především jako teoretik, proto se věnoval spíše přemýšlení o možnostech detekce jednotlivých zdrojů gravitačních vln a potenciálu interferometrů, což v tehdejším Sovětském svazu nezávisle zkoumal i další odborník Vladimir B. Braginskij. Naproti tomu Weiss, jakožto experimentátor, zveřejnil svou analýzu využití interferometrů a snažil se prosadit stavbu prototypu použitelného zařízení, prozatím neúspěšně. První prototypy interferometrických detektorů gravitačních vln zkonstruovala koncem 60. let skupina Roberta L. Forwarda, známého také jako vizionáře a spisovatele sci-fi. Zakrátko přibyly ještě další prototypy Weissova týmu z MIT, Heinze Billinga a kolegů v německém Garchingu a Ronalda Drevera, experta na laserovou fyziku, který na problému pracoval s kolegy ve skotském Glasgow.

Počátkem 80. let zafinancovala Národní vědecká nadace (NSF) odborníkům z MIT studii možnosti stavby velkého interferometru a výsledek byl potěšující. Jak se ukázalo, lze postavit interferometrický detektor o rozměru v řádu kilometrů s citlivostí, jež měla podle tehdejších poznatků dostačovat pro úspěšné pozorování gravitačních vln. Mezitím zkonstruovali fyzikové na Caltechu velký prototyp s rameny dlouhými 40 metrů. Aby nedošlo ke zbytečnému tříštění sil, trvala NSF na spojení sil obou výzkumných skupin, což znamenalo faktický start projektu LIGO.

Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO)

Zpočátku vedli LIGO společně hlavní vědci Drever, Thorne a Weiss, což se neukázalo jako příliš prozíravé, projekt dvakrát nezískal financování. Proto padlo rozhodnutí rozpustit výkonný výbor a jmenovat jediného generálního ředitele, jímž se stal Rochus Vogt z Caltechu. Úspěch se dostavil v roce 1988, kdy LIGO obdrželo finance na vývoj zařízení a související výzkum. Následujících několik let probíhala snaha přesvědčit o důležitosti projektu politiky, což vyvrcholilo v roce 1991, kdy poprvé financování projektu schválil také Kongres USA. Finanční i personální problémy však pokračovaly až do roku 1994, kdy Vogt odstoupil z pozice ředitele a na jeho místo nastoupil Barry Barish, také z Caltechu. Díky novému návrhu projekt získal nejen financování od NSF, ale stal se dokonce ekonomicky nejnáročnějším programem nadací podpořeným.

V polovině 90. let tedy mohla začít konstrukce detektorů. Nejprve bylo zvoleno místo v Hanfordu ve státu Washington. O umístění druhého detektoru se delší dobu diskutovalo, nějakou dobu vedla lokalita ve státu Maine, nakonec však zvítězil Livingstone ve státě Louisiana. LIGO konstrukčně vychází z menšího detektoru GEO600 skupiny Heinze Billinga postaveného nedaleko Hannoveru.

LIGO tvoří dvě ramena o délce 4 kilometrů a průměru 1,2 metru, která svírají pravý úhel. Z ramen detektorů je vyčerpán vzduch, vznikly tak jedny z největších vakuových aparatur na světě. Efektivní délka ramen observatoře je ovšem mnohem větší zásluhou Fabryho-Pérotových rezonančních dutin, v nichž se laserové paprsky mnohokrát odrážejí tam a zpět, což zvyšuje reálnou délku ze 4 na 400 km. Každý z detektorů měl laser o výkonu 35 Wattů a křemenná zrcadla o hmotnosti 11 kg sloužící jako testovací hmoty zavěšené na systému izolací, které minimalizují šum ze seismických vln, vibrací, nárazů a dalších rušivých vlivů v okolí detektorů (třeba projíždějících vozidel či vlaků).

LIGO bylo konečně spuštěno v roce 2002 a měřilo až do roku 2010, ovšem bez jediného pozitivního výsledku. Už od 90. let se však vědělo, že u první verze observatoře je detekce gravitačních vln možná, nikoliv jistá. V případě neúspěchu se proto počítalo s dalším vylepšením obou zařízení. Tím LIGO procházelo od roku 2010, stálo 200 milionů dolarů a zvýšilo citlivost detektorů desetinásobně.

Numeričtí relativisté, v čele s hvězdou oboru Thibaultem Damourem z Francie, dokázali úspěšně vypočítat parametry srážky černých děr. Tyto zvláštní objekty jsou totiž na rozdíl od neutronových hvězd či bílých trpaslíků fyzikálně velmi jednoduché, bylo tedy možné určit, že citlivost, jíž bude LIGO disponovat po modernizaci, by měla postačovat k úspěšnému pozorování.

Advanced LIGO (ALIGO) funguje ve stejných čtyřkilometrových tunelech jako „staré“ LIGO, má ovšem vylepšené 180 W lasery a modernější 40 kg zrcadla zavěšená na zlepšených izolačních systémech, které jsou namáhány na desítky procent maximálního zatížení. Kromě jiných úžasných vlastností umí ALIGO díky výše zmíněným rezonančním dutinám měřit vzdálenosti na 10^-18 metru, tisíckrát detailněji, než je rozměr atomového jádra. Jistě že není možné určit takové rozměry jednotlivě, ale statisticky na základě mnoha dílčích měření už ano. Pracovat začalo ALIGO ve druhé polovině roku 2015 za obecného očekávání, že řádové zlepšení citlivosti bude dostatečné.

Nové okno vesmíru dokořán

A opravdu bylo. Dějiny gravitační astronomie se navždy změnily 14. září 2015, kdy LIGO konečně přímo zachytilo první gravitační vlny. Zprvu se přitom vůbec nezdálo, že by toto datum mohlo být něčím výjimečné. Oba detektory byly sice spuštěny již o dna dny dříve, 12. září, běžely však prozatím ve zkušebním provozu, probíhala jejich kalibrace a nikdo neočekával větší rozruch.

Když však později odborníci kontrolovali údaje z obou detektorů, narazili na poněkud zvláštní signál. Protože jej zachytily oba detektory, bylo nutno se jím vážně zabývat. I ve světle nedávného falešně pozitivního výsledku radioteleskopu BICEP2 či pozdvižení se zdánlivě nadsvětelnými neutriny si dali fyzikové z observatoře LIGO opravdu záležet a snažili se seč mohli objevit jednoduché, leč reálné vysvětlení. Pokusili se najít jakýkoliv, třebas zdánlivě absurdní zdroj šumu. Ověřovali také, zda nešlo o signál záměrně vyslaný do detektoru kontrolními týmy, určený k analýze toho, zda jsou fyzikové schopni odlišit signál gravitačních vln od podobného falešného signálu. Jak však říká Sherlock Holmes: „Je to má stará zásada, že jakmile vyloučíte nemožné, všechno ostatní, co zbude, ať je to jakkoli nepravděpodobné, musí být pravda.“

A tak mohl 11. února 2016 na tiskové konferenci vystoupit za všechny spolupracující specialisty výkonný ředitel observatoře LIGO David Reitze. Svou řeč zahájil lakonickým a mimořádně sebejistým prohlášením: „Dámy a pánové, detekovali jsme gravitační vlny. Dokázali jsme to!“ A jistota skutečně byla zcela oprávněná, publikované výsledky hovořily samy za sebe.

Jaký signál jsme ale vlastně zachytili? Gravitační vlny pozorované 14. září 2015 vznikly při splynutí dvou černých děr o hmotnostech 29 a 36 M_S (hmotností Slunce), výsledná černá díra má hmotnost 62 M_S. Sami si tedy můžete spočítat, že tři sluneční hmotnosti se nám zdánlivě někam ztratily. Ve skutečnosti se ale vyzářily ve formě gravitačních vln. Gravitační výkon vln dosáhl při samotném splynutí obou černých děr hodnoty 3,6 x 10⁴⁹ W. Událost se odehrála ve vzdálenosti 1,4 miliardy světelných let. Přesná lokalizace nebyla možná, přibližné určení se však podařilo díky zpoždění signálu z detektoru v Livingstonu oproti detektoru v Hanfordu o 7 milisekund. I tak je však nejistota poměrně vysoká. Dokážeme říci pouze to, že signál velmi pravděpodobně (90 %) přišel z jižní části oblohy z oblasti o velikosti 610 čtverečních stupňů, což přibližně odpovídá velikosti souhvězdí Orion.

První pozorování gravitačních vln se běžně označuje jako GW150914 (gravitační vlna, následuje rok a datum). Někdy se k označení gravitační vlny přidává i přesný čas, například GW200322_091133 značí, že šlo o gravitační vlnu zachycenou 22. března 2020 v 9 hodin 11 minut a 33 sekund UTC.

Ihned po ohlášení pozorování gravitačních vln proběhla snaha najít protějšek v elektromagnetickém spektru či na neutrinových detektorech. Při srážce černých děr se sice signál v elektromagnetickém záření spíše neočekával, přesto tým stojící za gama teleskopem Fermi oznámil objev gama záblesku, který časově i polohou odpovídal údajům z observatoře LIGO. Pozdější analýza dat teleskopu INTEGRAL ale žádný gama záblesk neprokázala, stejně jako pozorování teleskopů AGILE a Swift. Dnešní interpretace hovoří o tom, že údajný signál Fermiho dalekohledu byl ve skutečnosti šumem na pozadí. Ani neutrinové detektory ANTARES a IceCube nenašly žádné jasné spojení přilétajících neutrin s gravitační událostí.

Význam prvního přímého pozorování gravitačních vln byl obrovský. Najednou jsme disponovali dalším potvrzením správnosti obecné relativity, prvním přímým důkazem existence binárních systémů černých děr i dalším důležitým dokladem existence černých děr obecně. Významné bylo i potvrzení toho, že lze gravitační vlny vůbec přímo pozorovat. Detekce nám rovněž poskytla užitečné poznatky o vývoji a chování hvězd i jejich pozůstatků. A opomenout nelze ani praktický důsledek pro Barry Barishe, Kipa Thorna a Rainera Weisse, kteří v roce 2017 obdrželi Nobelovu cenu za fyziku. Té se bohužel nedožil další klíčový muž projektu Ronald Drever, jenž zemřel v březnu 2017.

Další gravitační vlny

Ještě při prvním běhu detektorů LIGO byly zachyceny dvě další gravitační vlny, GW151226 a původně jen kandidát GW151012, akceptovaný po důkladnější analýze jako reálná událost. Obě vlny přišly opět ze splynutí dvou černých děr, v obou případech menších než u GW150914. Samy o sobě nejsou tato pozorování natolik zajímavá jako některá pozdější, jsou však mimořádně důležitá z hlediska potvrzení pravosti první detekce ze září 2015, zvýšení statistiky a také jako informace, že jsme schopni gravitační vlny vidět pravidelně a první případ nebyl jen šťastná náhoda.

Při druhém běhu od konce listopadu 2016 do konce srpna 2017 rozpoznaly detektory dalších osm událostí. GW170608 představovala výjimečný záchyt v té době nejmenších černých děr, jejichž hmotnosti byly 10,9 a 7,6 M_S, výsledný objekt měl pak hmotnost 17,8 M_S. Další pozorování GW170729 bylo naopak detekcí do té doby největších černých děr. Dva původci o hmotnostech 50,6 a 34,3 M_s dali vzniknout černé díře s hmotností 80,3 M_S. Srpnová událost GW170814 byla zase významná tím, že byl poprvé zapojen i italský detektor VIRGO. Fyzikové tak disponovali již třemi přístroji, což umožňuje mnohem přesnější lokalizaci zdroje gravitačních vln. Máme-li štěstí, získáme dokonce přesný bod na obloze, v jehož nejbližším okolí musíme původce gravitační události hledat.

Hned o tři dny později však byla zachycena ještě mnohem zajímavější gravitační událost GW170817. Jde o první zaznamenanou srážku dvou neutronových hvězd, o hmotnosti 1,46 a 1,27 M_S. Díky tomu, že šlo tentokrát o srážku neutronových hvězd bylo možné pokusit se zachytit také elektromagnetický signál. Zásluhou observatoří Fermi a INTEGRAL pracujících v gama záření se skutečně podařilo zachytit gama záblesk GRB 170817A, což umožnilo přesně lokalizovat místo srážky. Došlo k ní v čočkové galaxii NGC 4993 vzdálené od nás 130 milionů světelných let, jde tak navíc o pozorování gravitačních vln z nejbližšího zdroje. Zachycení GW170817 bylo posléze časopisem Science označeno za největší průlom ve vědě v roce 2017.

Třetí běh detektorů se realizoval ve dvou fázích. První probíhala od dubna do září 2019, druhá následovala od listopadu 2019 do března 2020. Také ony přinesly řadu zajímavých zjištění. Tak například druhé pozorování běhu O3a, tedy GW190412, představuje první známé splynutí dvou černých děr o velmi rozdílných hmotnostech, v tomto případě 29,7 a 8,3 M_S. O pouhý den později se poprvé v dějinách podařilo zaznamenat dvě gravitační události v jediný den, v obou případech splynutí dvojic černých děr. Za dalších osm dní se navíc totéž povedlo znovu. Druhé pozorování z 13. dubna 2019 je prozatím nejvzdálenější detekovanou událostí zachycenou gravitačními detektory.

Druhou srážku neutronových hvězd detektory zachytily 25. dubna 2019 (GW190425). O necelý měsíc později, 21. května, bylo spatřeno splynutí dvou černých děr o hmotnostech 95 a 69 M_S, výsledný objekt má hmotnost 156 M_S, šlo tudíž o dosud největší černou díru pozorovanou interferometry LIGO a VIRGO. V lednu 2020 byly konečně pozorovány i dvě události, při nichž došlo ke srážce černé díry s neutronovou hvězdou a jen o měsíc později byl spuštěn čtvrtý detektor KAGRA umístěný v lokalitě Kamioka proslavené především neutrinovou fyzikou. Na rozdíl od svých sourozenců je umístěn v podzemí a chlazen na velmi nízké teploty, což mu dává o něco lepší citlivost.

Zatím poslední balíček nových údajů publikovala kolaborace LIGO–VIRGO–KAGRA v listopadu 2021 a obsahuje 35 nových potvrzených detekcí. Celkově jsme tedy dodnes pozorovali už 91 gravitačních událostí. Zatímco první běh detektorů reprezentují pouzí tři zástupci a druhý běh dalších osm případů, po dalším vylepšení detektorů je při třetím běhu jasně zřetelný prudký nárůst úspěšných záchytů gravitačních vln. Čtvrtý běh by se měl rozběhnout v polovině prosince 2022.

Podívejme se podrobněji do nynější statistiky. Nalezneme zde dvě srážky neutronových hvězd, čtyři srážky černé díry s neutronovou hvězdou a dvě srážky černé díry s objektem, o němž se neví jistě, zda byl černou dírou či neutronovou hvězdou. Zjistíme tedy, že drtivou většinu, 83 pozorování, stále tvoří splynutí černých děr. Největší zachycená výsledná černá díra má hmotnost 175 M_S, nejmenší naopak 13 M_S. Nejmenší černá díra vzniklá po srážce neutronové hvězdy s černou dírou má hmotnost 7,2 M_S, nejmenší černá díra zachycená jako původce má hmotnost 5 M_S, největší pak 107 M_S. U dvou objektů vzniklých po srážce neutronových hvězd není jisté, zda jde o neutronovou hvězdu, či černou díru. Dnes tak již máme solidní množství údajů o gravitačních vlnách i objektech, které je vytváří.

Budoucí pozemní observatoře

Kromě již zmíněných observatoří LIGO, VIRGO a KAGRA se v blízké době plánuje ještě spuštění pátého detektoru. Původně projekt počítal s umístěním zařízení v Austrálii, následně však došlo k přesunu do Indie. Dnes je tedy detektor znám jako LIGO–India nebo INDIGO. Jak už naznačuje zkratka, půjde o detektor podobného typu jako LIGO, tudíž bude mít stejnou délku ramen (4 km) a bude umístěn na povrchu. Vybraná lokalita se nalézá u malého města Aundha Nagnath ve státě Maháráštra a v tuto chvíli se počítá se zprovozněním v roce 2024, tento termín se však ještě téměř jistě posune.

Ve fázi zvažování je nicméně už i další generace detektorů, jejichž hlavní zástupce je Einstein Telescope, program zaštítěný osmi evropskými výzkumnými institucemi z Itálie, Německa, Francie, Nizozemska, Anglie, Walesu a Skotska. Mělo by se jednat o podzemní kryogenní detektor s optikou chlazenou na 10 K (minus 263,15 °C) a rameny dlouhými 10 km. Na rozdíl od stávajících přístrojů půjde o konstrukci podobnou vesmírné observatoři LISA, tedy trojici ramen umístěnou do trojúhelníka. Testovací zařízení bylo zprovozněno v listopadu 2021 na univerzitě v nizozemském Maastrichtu, přičemž tento region je rovněž kandidátem na umístění budoucího regulérního detektoru, konečná lokalita však dosud zvolena nebyla.

Samotné detektory LIGO by měly projít ještě několika vylepšeními až po finální podobu zvanou LIGO Voyager, kdy budou znovu zlepšeny lasery i testovací zrcadla a celá optika bude chlazena na 123 K. Tato teplota je výhodná, neboť ke chlazení postačí levný a dostupný kapalný dusík, není tedy třeba plýtvat drahým a vzácným kapalným heliem. Technologie použité při modernizaci obou amerických detektorů by měl využít zcela nový projekt Cosmic Explorer počítající s detektorem stejného typu jako LIGO, ovšem s délkou ramen 40 km.

LISA

Toužebně očekávaný milník představuje pro odborníky na gravitaci již dlouhou dobu interferometrická observatoř v kosmickém prostoru. První návrh známý pod jménem LAGOS pochází již z 80. let minulého století. Samotná LISA má původ v 90. letech jako idea Evropské kosmické agentury (ESA). Jak čas plynul, ustálila se konfigurace tří sond umístěných do trojúhelníka s rameny dlouhými 5 milionů kilometrů, přičemž jednotlivé sondy by na sebe svítily lasery. V roce 1997 byla mise předložena ke schválení jako společný projekt ESA a americké NASA.

V novém tisíciletí se projekt pozvolna převedl ze starého programu Horizon 2000 do nového programu Cosmic Visions, kde se s observatoří LISA počítalo jakožto s první velkou misí (L1). Bohužel však v roce 2011 Spojené státy americké kvůli škrtům v rozpočtu ustoupily od mnoha vědeckých projektů včetně gravitačního detektoru LISA. Odborníci z ESA se však nevzdali a představili redukovanou verzi projektu, New Gravitational wave Observatory (NGO). Aby ušetřili finance, měl mít detektor ramena dlouhá jen 1 milion kilometrů, slabší lasery a také neměly být všechny tři sondy rovnocenné, tedy mířit laserem na obě další, ale jedna ze sond měla být hlavní, zatímco ostatní by pouze přijímaly signál ze své souputnice.

Kvůli těmto změnám měla pochopitelně observatoř NGO menší potenciál než plnohodnotná LISA, některé zajímavé jevy již mohla pozorovat pouze nepřímo, nebo pro ni byly dokonce zcela nedostupné. Přesto při výběru získala nejvyšší hodnocení z hlediska možného vědeckého přínosu. Jenže kvůli zpoždění technologického demonstrátoru LISA Pathfinder panovala obava, zda by se stihl start v plánovaném termínu, proto dostala přednost sonda JUICE určená ke zkoumání Jupiteru a především jeho velkých měsíců.

Tým stojící za NGO ani další neúspěch neodradil a návrh přihlásil do výběru dalších dvou velkých misí programu Cosmic Visions. Observatoř však již v tu chvíli nesla téměř staronový název eLISA (evolved LISA). Pro misi L2 byla nakonec zvolena rentgenová observatoř ATHENA, zatímco u následující L3 oznámila ESA očekávané zařazení gravitační observatoře s plánovaným startem v roce 2034. LISA tedy nepřímo dostala zelenou, jelikož byla jediným rozumným kandidátem splňujícím požadavky.

Ani to však nebyl konec divokému vývoji. Když totiž Američané na detektorech LIGO úspěšně pozorovali gravitační vlny, projevili přání vrátit se do společného projektu s ESA. I ze strany evropských odborníků byl velký zájem, jelikož špičkoví fyzikové z USA jasně dokázali, že gravitační vlny metodou laserové interference detekovat lze, a navíc měli v oblasti poměrně značný náskok. Z kraje roku 2017 byl tedy předložen nový návrh vesmírné gravitační observatoře. Vrátil se název LISA, délka ramen se zvedla na 2,5 milionu kilometrů, všechny tři družice jsou opět rovnocenné a detektor bude mít oproti návrhům NGO a eLISA vylepšenou optiku. Tato varianta byla schválena jako jedna z klíčových misí ESA. Se startem se v tuto chvíli (2022) počítá v roce 2037.

Jak už jsme si řekli, detektor LISA bude sestávat ze tří družic, které budou držet trojúhelníkovité seskupení na heliocentrických oběžných drahách, přičemž budou obíhat ve stejné vzdálenosti jako Země, ale o 20 stupňů za naší planetou. Jejich trajektorie budou speciálně zvoleny tak, aby se stále udržovala zvolená formace. Každá z družic ponese dvojici laserů, dvojici dalekohledů pro zesílení světla z laserů a především testovací hmotu, tedy krychli o délce strany 46 mm a hmotnosti dva kilogramy od níž se budou laserové paprsky odrážet k dalším dvěma družicím.

Testovací hmoty tvoří ze 3/4 zlato a z 1/4 platina, ne snad kvůli marnotratnosti vědců, nýbrž pro co nejlepší odstínění všech negravitačních jevů. Ze stejného důvodu budou odrazné krychle na volných drahách, tzv. geodetikách, bez pevného spojení s družicí tvořící jakýsi obal. Každá družice bude vybavena jemnými korekčními motory, aby nedošlo k nárazu platinovo–zlatých krychlí do těla sondy.  Na družice sice bude působit sluneční vítr či magnetické pole, testovací hmoty by však neměly být ovlivněny. A to je podstatné, neboť se bude neustále laserově měřit vzdálenost mezi krychlemi.

Přijde-li gravitační vlna, bude to na interferometru ze změny vzdálenosti krychlí patrné. Pochopitelně se vzdálenost mezi družicemi bude měnit často, nelze totiž udržet stálou délku ramen podobně jako na Zemi. Avšak z periody změn půjde odlišit zajímavé signály od šumu, a tedy i vidět gravitační vlny.

LISA Pathfinder

K otestování základních technologií nutných pro fungování interferometru LISA sloužila sonda LISA Pathfinder. Na základě jejích výsledků se mělo rozhodnout o dalším postupu ohledně velkého kosmického interferometru. LISA Pathfinder odstartovala 3. prosince 2015 na raketě Vega, po několikatýdenním přeletu do okolí bodu L1 soustavy Slunce – Země zahájila vědecké operace v březnu 2016.

Cílem bylo vyzkoušet jemné manévrování sond a jejich interakci s testovacími krychlemi, laserový systém potřebný pro přesnou interferometrii, měření polohy testovacích hmot a vliv prostředí na ně i na družice, jakož i spolehlivost a životnost různých systémů. LISA Pathfinder nesla dvě platinovo–zlaté krychle, podobné jako u pozdější skutečné observatoře, umístěné v příslušných dutinách sondy. Jedna z nich se pohybovala nezávisle na družici po geodetice, což bylo sledováno přesnými senzory, které reagovaly na odchylky zapínáním jemných motorů s tahem několika mikronewtonů. Ty upravovaly polohu družice tak, aby nedošlo k přímému kontaktu krychle s tělem sondy. Současně se přesně sledovala vzájemná poloha obou krychlí pomocí optické hlavice s laserový systémem umístěným mezi krychlemi.

A výsledek? Mise splnila nejen požadavky kladené na LISA Pathfinder, ale dokonce překonala požadavky pro celou observatoř LISA. Laserový systém a určení pozice odrazných krychlí plně postačuje, podobně též jemné manévrování za pomocí mikronewtonových motorů. Vyskytl se sice problém s částicemi kosmického záření a slunečního větru ovlivňujícími testovací krychle, ten se však podařilo brzy odstranit kombinací elektrostatického pole a ultrafialového záření. Ukázalo se také, že lze kompenzovat odstředivé sily vznikající natáčením solárních panelů družic, působení laserů na odrazné krychle, jakož i vliv atomů v meziplanetárním prostoru interagujících s krychlemi.

Vzhledem k hranici potřebné pro interferometr LISA byla u veškerých rušivých vlivů pětinásobná rezerva. S ohledem na splnění zadaných úkolů byl provoz sondy LISA Pathfinder ukončen ke konci června 2017, bez nutnosti prodlužování mise.

Vědecké přínosy projektu LISA

Jeden z častých mýtů týkajících se observatoře LISA tvrdí, že bude mít vyšší citlivost než LIGO či další pozemní detektory. Ve skutečnosti tomu tak není. Citlivost obou observatoří je srovnatelná, po různých vylepšeních dokonce u amerického LIGO o něco vyšší. Vesmírný interferometr jako LISA je ale důležitý kvůli pozorování zcela nových zdrojů gravitačních vln.

Zatímco detektorem LIGO vidíme splynutí dvojic černých děr o hmotnostech řádově jednotek až stovek slunečních hmotností, LISA dokáže spatřit splynutí větších černých děr s hmotností 10³–10⁷ M_S ,a to až do obřích kosmologických vzdáleností. Každý rok se přitom očekává nejméně několik podobných událostí. U bližších černých děr bude dokonce umět určit přesné místo splynutí na desítky hodin dopředu, díky čemuž bude možné hledat elektromagnetické protějšky gama observatořemi. A aby toho nebylo málo, LISA umožní sledovat i splynutí černých děr středních hmotností okolo stovek či tisíců M_S, a to jak při vzájemných srážkách, tak při splynutí se supermasivními černými dírami.

Velký potenciál má i hledání srážek binárních systémů s extrémními rozdíly hmotností. Například bude možné pozorovat gravitační vlny z oběhu a přibližování hvězd o hmotnostech desítek M_S k černé díře o hmotnosti 10⁵ M_S v jádrech galaxií či kulových hvězdokup, a to opět i na dosti velké vzdálenosti. Předpokládá se přinejmenším jedna událost ročně, již navíc bude možné studovat dlouhodobě v období měsíců až let, což nám dovolí získat přesné parametry systému.

Podobně jako LIGO, též LISA bude moci sledovat gravitační vlny z binárních systémů hmotných objektů o hvězdných velikostech. LISA by kupříkladu mohla objevit nové kompaktní dvojhvězdy bílých trpaslíků nebo neutronových hvězd či černých děr, kterých se očekává dokonce tak mnoho, že by mohly tvořit šum při pozorování jiných zdrojů. A na rozdíl od observatoře LIGO, LISA dokáže sledovat přibližující se složky binárních systémů dosti dlouho dopředu. To umožní předpovědět srážku s velkou přesností polohy na týdny či měsíce dopředu, což poskytne možnost snadnějšího nalezení protějšku v elektromagnetickém záření.

Doufat lze i v detekci reliktních gravitačních vln či vln ze zcela nových zdrojů. Mohlo by jít například o topologické defekty, jakými jsou kosmické struny či doménové stěny, případně exotické astronomické objekty, čímž míníme kupříkladu kvarkové hvězdy. LISA může také napovědět leccos o povaze černých děr a tím i fundamentální fyzice (zejména o kvantové gravitaci) nebo o kosmologických parametrech našeho vesmíru. Předpokládáme třeba přesnější určení hodnoty Hubbleovy konstanty.

Další kosmický výzkum

Projektem LISA však výzkum gravitačních vln v kosmickém prostoru jistě nekončí. Naopak jej čeká velká budoucnost. V tuto chvíli se ví o čtyřech plánovaných projektech, pochopitelně se ale mohou v následujících letech objevit další.

Evropská kosmická agentura rozpracovala projekt Big Bang Observer (BBO), jakožto budoucí pokračování programu LISA. Mělo by jej tvořit 12 družic podobného typu jako u observatoře LISA, ale v úplně jiném uspořádání třech nezávislých formací obíhajících kolem Slunce ve vzdálenosti 1 AU a vzájemných rozestupech 120 stupňů. Dvě formace budou podobné detektoru LISA, půjde tedy o trojúhelníkové uspořádání, poslední formace bude tvořit šesticípou hvězdu s jednou družicí v každém jejím vrcholu. Vzdálenost mezi družicemi bude pouhých 50 000 km a hlavním cílem by mělo být přímé pozorování reliktních gravitačních vln z doby velkého třesku. V minulosti se pracovalo i na dalších projektech, které měly nahradit soustavu LISA, jmenovitě šlo o observatoře ALIA, ALIAS nebo LISAS. Big Bang Observer je v tuto chvíli realizaci nejblíže. Stále jde však o hudbu vzdálené budoucnosti, nelze totiž očekávat vypuštění BBO dříve než v 50. letech tohoto století.

Japonští fyzikové vyvíjejí vlastní vesmírný interferometr DECIGO s očekávanou nejvyšší citlivostí v rozmezí 0,1 – 10 Hz, což se odráží i na jeho názvu. Frekvenční rozsah zvolili japonští experti kvůli pokrytí mezery mezi detektory LIGO a LISA, DECIGO má proto potenciál pozorovat opět poněkud odlišné zdroje. Formace observatoře DECIGO by měla vypadat de facto stejně jako u projektu BBO. Také půjde o 12 družic na heliocentrické dráze po 120 stupních ve třech skupinách, jediným zásadním rozdílem je vzájemná vzdálenost družic, které budou blíže než u BBO, jen 1 000 km.

Ještě ve 20. letech bychom se měli dočkat startu dvou prototypů, ve 30. letech potom vzlétne B–DECIGO, zmenšená verze celého projektu, a samotný interferometr DECIGO by měl následovat někdy poté, přesné datum prozatím určeno nebylo. Nejbližší termín lze očekávat někdy ve druhé polovině 30. let. Rovněž DECIGO vykazuje ambici pozorovat reliktní gravitační vlny.

Naděje na vlastní vesmírný interferometr si dělá také Čína, kde najdeme rovnou dva rozpracované návrhy. První projekt nese název TianQin a stojí za ním odborníci ze Sunjatsenovy univerzity v Kantonu. Půjde o tři družice ve formaci trojúhelníka vzdálené od sebe 100 000 km. Na rozdíl od všech dosud zmíněných observatoří však TianQin nebude na dráze heliocentrické, nýbrž na vysoké oběžné dráze kolem Země, ve vzdálenosti asi 100 000 km od povrchu naší planety. Také zde lze snít o pozorování reliktních gravitačních vln, ale též předpokládat nalezení mnoha dalších objektů generujících tento typ vlnění. 20. 12. 2019 vyslali čínští specialisté do vesmíru družici Tianqin–1, první prototyp budoucího velkého interferometru TianQin, u nějž se hovoří o startu někdy ve 30. letech.

Druhý čínský program Taiji se velmi podobá evropsko-americkému projektu LISA, se kterým jej spojuje obdobná sestava trojice družic umístěných do rovnostranného trojúhelníku. Vzdálenost mezi vrcholy však bude oproti observatoři LISA o něco větší – 3 miliony kilometrů. Družice systému Taiji budou umístěny na speciálních heliocentrických drahách ve stejné vzdálenosti od Slunce jako Země (viz obrázek výše v podkapitole LISA). Stejně jako LISA, také Taiji bude od naší planety dělit 20 stupňů, v tomto případě však bude soustava Zemi předbíhat.

První krok k interferometru Taiji učinila Čína v roce 2019, když vypustila testovací družici Taiji–1. Její mise byla úspěšná, v červenci 2021 bylo oznámeno, že splnila všechny stanovené požadavky na výbornou. Během příštích několika let bychom se měli dočkat dvojice družic Taiji-2, jež mají otestovat mezidružicovou laserovou komunikaci. Vlastní observatoř Taiji pak odstartuje snad někdy po roce 2030.

Závěr

Podíváme-li se na vývoj gravitační astronomie, můžeme si povšimnout jisté podobnosti s vývojem pozorování exoplanet. Od oboru, který byl fyzikům z jiných oblastí spíše pro smích a který přinesl mnoho kontroverzí, odvolaných pozorování a falešných nadějí, k jedné z nejbouřlivěji se rozvíjejících oblastí moderní fyziky. Ještě před několika lety jsme si vůbec nebyli jisti, jak dlouho budeme na přímé pozorování gravitačních vln čekat, poté přišel první úspěch a v následujících letech i několik dalších. Díky dalšímu zlepšení citlivosti detektorů se dnes blížíme již ke stovce událostí, navíc z různých zdrojů, a začínáme tak vytvářet první ucelenější observační statistiku. V následujících letech proto můžeme očekávat další výrazný pokrok, ať už co do počtu pozorování, zachycení vln z dalších zdrojů či přesnější lokalizace místa vzniku gravitačních vln. Otevřely se nám tak zcela nové možnosti a naprosto oprávněně můžeme očekávat mnoho nových informací o světě kolem nás.

Doporučená literatura 

• Janna Levin – „Black Hole Blues and Other Songs from Outer Space“ – česky jako „Vesmírné blues: Černé díry, gravitační vlny a historie epochálního objevu“ (Paseka, 2016)
• Kip S. Thorne – „Black Holes & Time Warps: Einstein’s Outrageous Legacy“ – česky jako „Černé díry a zborcený čas“ (Mladá fronta, 2004)

Použité a doporučené zdroje

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

Zdroje obrázků

https://www.sciencenews.org/wp-content/uploads/2017/01/013017_ec_blackholemerger_feat_free.jpg
https://qph.fs.quoracdn.net/main-qimg-b438509f9ebfc113d2e0182718651ec9
https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Proton-proton_reaction_chain.svg
https://cdn.sci.esa.int/documents/34614/35502/1567215794512-ESA_LISA-Pathfinder_spacetime_curvature_above_orig.jpg/
https://d2r55xnwy6nx47.cloudfront.net/uploads/2016/06/atomki_AP.jpg
https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/7u5yfddeXVJP73NzbtNgnE.jpg
https://www.spaceanswers.com/wp-content/uploads/2016/02/maxresdefault-1.jpg
https://www.iac.es/sites/default/files/styles/crop_rectangle_21x9_to_1280/public/images/media/image/C%C3%BAmulo%20de%20Galaxias%20de%20Virgo.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c5/Joeweberphysicist2.jpg
https://www.science.org/do/10.1126/science.aaf4057/abs/sn-weber.jpg
https://www.honeysucklecreek.net/images/ALSEP_images/AS17-134-20501.jpg
https://astro.sites.clemson.edu/NucleoArchive/Images/75HinVenice.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/04/PSR_B1913%2B16_period_shift_graph.svg/1200px-PSR_B1913%2B16_period_shift_graph.svg.png
https://credo.library.umass.edu/images/resize/600×600/murg171-sl94-r730-i007-001.jpg
https://cdn.futura-sciences.com/buildsv6/images/largeoriginal/7/6/9/769c9788f8_57341_bicep2-spt-icecube-steffen-richter-harvard-university.jpg
https://cerncourier.com/wp-content/uploads/2014/04/CCast1_04_14.jpg
https://physicsworld.com/wp-content/uploads/2015/09/eso1312a.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8b/Two-Slit_Experiment_Light.svg/1280px-Two-Slit_Experiment_Light.svg.png
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e7/Interferometer.svg/1200px-Interferometer.svg.png
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/06/Gravitational_wave_observatory_principle.svg
https://www.ligo.caltech.edu/system/avm_image_sqls/binaries/52/jpg_original/HiResHanford_5.jpg?1465343234
https://www.ligo.caltech.edu/system/avm_image_sqls/binaries/30/large/ligo-livingston-aerial-02.jpg?1447107179
https://www.ligo.caltech.edu/system/media_files/binaries/179/original/labeled_quad.jpg?1431725160
https://c.files.bbci.co.uk/182F6/production/_88226099_88224831.jpg
https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/g9S9gKUKAjRDcqdVj2jPUL.jpg
https://www.ligo.org/detections/images/ligoGW150914-skymap-lg.jpg
https://labcit.ligo.caltech.edu/~ll_news/s5_news/s5001.jpg
https://woub.org/wp-content/uploads/2019/03/ligoscientists-150429c46beafa644f548d6c5ef60eec4324fbba-e1553028446275.jpg
https://www.ligo.org/detections/images/GWmergerCombo.jpg
https://aasnova.org/wp-content/uploads/2018/04/fig1-3.jpg
https://i.ytimg.com/vi/-Yt5EmEgz2w/maxresdefault.jpg
https://www.ligo.org/detections/NSBH2020/files/BHNS_GW200115.png
https://www.ligo.org/detections/O3bcatalog/files/GWTC-3_no_EM_date_order.png
http://cdn.sci-news.com/images/enlarge9/image_10258e-Gravitational-Waves.jpg
https://physicsworld.com/wp-content/uploads/2011/05/et1.jpg
https://www.researchgate.net/profile/Sergio-Gaudio-2/publication/320074998/figure/fig2/AS:614294672637961@1523470671736/Amplitude-spectral-density-of-strain-sensitivity-of-the-Advanced-LIGO-Advanced-Virgo.png
https://astronomy.com/~/media/C420732507374DA2BF07F6C5BFD46755.jpg
https://www.dlr.de/content/en/images/2015/2/elisa-gravitational-wave-observatory_19746.jpg?__blob=normal&v=13__ifc1920w
https://www.elisascience.org/files/styles/keyimage/public/sliderimages/eLISA_2arms.jpg?itok=_29aAeRu
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/ad/LISA_motion.gif
https://encrypted-tbn0.gstatic.com/images?q=tbn:ANd9GcR3Wx2HkQ7SicNt2Sxlxo-tlu3aLq-z_87jow&usqp=CAU
https://i.imgur.com/zm3Isye.jpeg
https://lisa.nasa.gov/images2/LISA_Pathfinder_results_analysis_1_20180205_1500.png
https://media.springernature.com/lw685/springer-static/image/art%3A10.1007%2Fs40042-021-00118-x/MediaObjects/40042_2021_118_Fig1_HTML.png
https://media.arxiv-vanity.com/render-output/5546032/AMIGO_cut.png
https://i.ytimg.com/vi/PtXf5MYsqpE/maxresdefault.jpg
https://media.springernature.com/lw685/springer-static/image/art%3A10.1007%2Fs12567-017-0177-1/MediaObjects/12567_2017_177_Fig2_HTML.gif
https://www.semanticscholar.org/paper/Space-gravitational-wave-antenna-DECIGO-and-Musha-group/29bccc810857ab23eb19e5020db66210d0e55a2f
https://media.springernature.com/lw685/springer-static/image/art%3A10.1134%2FS1063772920120070/MediaObjects/11444_2020_1091_Fig3_HTML.gif
https://media.springernature.com/m685/springer-static/image/art%3A10.1038%2Fs41550-021-01480-3/MediaObjects/41550_2021_1480_Fig1_HTML.png
https://www.sciencenews.org/wp-content/uploads/2021/06/061021_EC_black-hole_feat.jpg