V minulosti mohli astronomové vidět nebe pouze ve viditelném světle a používat jako oči receptory. Ale co kdybyste měli gravitační oči? Einstein předpověděl, že nejextrémnější objekty a události ve vesmíru by měly generovat gravitační vlny a narušovat prostor kolem nich. Nový experiment s názvem Gravitační vlnová observatoř laserového interferonu (LIGO) by mohl provést první detekci těchto gravitačních vln.
Poslechněte si rozhovor: Seeing with Gravity Eyes (7,9 MB)
Nebo si objednejte podcast: universetoday.com/audio.xml
Fraser Cain: Dobře, tak co je gravitační vlna?
Dr. Sam Waldman: Takže gravitační vlna může být vysvětlena, pokud si pamatujete, že masa zkresluje časoprostor. Takže pokud si vzpomenete na analogii listu vytáhnutého napjatým s bowlingovou koulí hodenou do středu listu, ohýbáním listu; kde bowlingová koule je hmota a list představuje časoprostor. Pokud pohybujete bowlingovou koulí velmi rychle tam a zpět, vytvoříte v archu vlnky. Totéž platí pro masy v našem vesmíru. Pokud pohybujete hvězdou velmi rychle a dozadu, vytvoříte časoprostorové vlnění. A ty vlnky v časoprostoru jsou pozorovatelné. Říkáme jim gravitační vlny.
Fraser: Když teď půjdu po místnosti, způsobí to gravitační vlny?
Dr. Waldman: Dobře. Pokud víme, gravitace funguje ve všech měřítcích a pro všechny masy, ale časoprostor je velmi tuhý. Takže něco jako moje 200 liber samostatně se pohybující v mé kanceláři nezpůsobí gravitační vlny. Vyžadují se extrémně velké objekty, které se pohybují velmi rychle. Když se podíváme na detekci gravitačních vln, hledáme objekty sluneční hmoty. Zejména hledáme neutronové hvězdy, které jsou mezi 1,5 a 3 solárními hmotami. Hledáme černé díry, až několik stovek solárních hmot. A my hledáme, aby se tyto objekty pohybovaly velmi rychle. Takže když mluvíme o neutronové hvězdě, mluvíme o neutronové hvězdě pohybující se téměř rychlostí světla. Ve skutečnosti musí vibrovat rychlostí světla, nemůže se jen pohybovat, musí se velmi rychle otřásat sem a tam. Jsou to velmi jedinečné, velmi masivní kataklyzmatické systémy, které hledáme.
Fraser: Gravitační vlny jsou čistě teoretické, že? Einstein je předpověděl, ale ještě ho neviděli?
Dr. Waldman: Nebyly dodrženy, vyvozeny. Existuje pulsarový systém, jehož frekvence se točí dolů rychlostí shodnou s emisemi gravitačních vln. To je PSR 1913 + 16. A že se orbita této hvězdy mění. To je závěr, ale samozřejmě to není přímo pozorování gravitačních vln. Je však jasné, že musí existovat. Pokud existují Einsteinovy zákony, funguje-li obecná relativita a funguje velmi dobře na mnoha délkových stupnicích, existují také gravitační vlny. Jsou jen velmi těžko vidět.
Fraser: Co bude potřeba, aby bylo možné je detekovat? Zní to, jako by se jednalo o velmi kataklyzmatické události. Velké velké černé díry a neutronové hvězdy pohybující se kolem, proč je tak těžké je najít?
Dr. Waldman: K tomu jsou dvě složky. Jedna věc je, že černé díry se neshodují pořád a neutronové hvězdy se netřásají na žádném starém místě. Počet událostí, které mohou způsobit pozorovatelné gravitační vlny, je tedy ve skutečnosti velmi malý. Nyní mluvíme například o galaxii Mléčná dráha s jednou událostí každých 30–50 let.
Ale druhou částí této rovnice je to, že gravitační vlny samotné jsou velmi malé. Představují tedy to, čemu říkáme kmen; to je změna délky na jednotku délky. Například, pokud budu mít metr jeden metr dlouhý, a gravitační vlna bude posekat, že měřítko, jak to projde. Ale úroveň, že to poseká měřítko, je extrémně malá. Pokud budu mít metr 1 metr, vyvolá to pouze změnu 10e-21 metrů. Je to velmi malá změna. Pozorování 10e-21 metrů je samozřejmě místem, kde je velkou výzvou pozorovat gravitační vlnu.
Fraser: Pokud byste měřili délku měřítka pomocí jiného měřítka, změnila by se délka tohoto měřítka. Vidím, že je těžké to udělat.
Dr. Waldman: Přesně tak máte problém. Způsob, jakým řešíme problém s měřítkem, je, že ve skutečnosti máme 2 měřítka, a formujeme je do L. A způsob, jakým je měříme, je použití laseru. A způsob, jakým jsme uspořádali naše měřítko, je ve skutečnosti ve 4 km dlouhém „L“. Jsou tu 2 zbraně, každá má 4 km. A na konci každé paže je 4 kg křemenná testovací hmota, ze které jsme odrazili lasery. A když tímto detektorem ve tvaru „L“ prochází gravitační vlna, roztáhne jednu nohu, zatímco druhou nohu zmenší. A to se dá říci 100 Hz, v rámci zvukových frekvencí. Takže pokud posloucháte pohyb těchto mas, uslyšíte bzučení na 100 hertzů. A tak pomocí našich laserů měříme diferenciální délku paže tohoto velkého interferometru ve tvaru „L“. Proto je to LIGO. Jedná se o gravitační vlnovou observatoř s laserovým interferometrem.
Fraser: Uvidíme, jestli tomu rozumím správně. Před miliardami let se černá díra srazí s jinou a vytváří spoustu gravitačních vln. Tyto gravitační vlny procházejí vesmírem a umývají se kolem Země. Když procházejí kolem Země, prodlužují jednu z těchto paží a zmenšují druhou. Tuto změnu můžete detekovat pomocí laserového skákání tam a zpět.
Dr. Waldman: Správně. Výzvou samozřejmě je, že tato změna délky je extrémně malá. V případě našich 4 km interferometrů je změna délky, kterou nyní změříme, 10e-19 metrů. A abych toho dal měřítko, průměr atomového jádra je pouze 10 až 15 metrů. Naše citlivost je tedy subatomická.
Fraser: A jaké druhy událostí byste tedy měli být schopni odhalit?
Dr. Waldman: Takže to je vlastně fascinující oblast. Analogie, kterou rádi používáme, je, jako by se dívala na vesmír pomocí rádiových vln, jako na vesmír pomocí dalekohledů. Věci, které vidíte, jsou úplně jiné. Jste citlivý na zcela odlišný režim vesmíru. LIGO je zvláště citlivý na tyto katastrofické události. Naše události klasifikujeme do 4 širokých kategorií. První, kterému říkáme praskne, a to je něco jako formování černé díry. Dochází tedy k explozi supernovy a tolik hmoty se pohybuje tak rychle, že vytváří černé díry, ale nevíte, jak gravitační vlny vypadají. Víš jen to, že existují gravitační vlny. To jsou věci, které se dějí velmi rychle. Trvají nejvýše 100 milisekund a vznikají vznikem černých děr.
Další událost, na kterou se podíváme, je, když jsou dva objekty na oběžné dráze, řekněme dvě neutronové hvězdy obíhající jeden druhého. Nakonec se průměr této orbity rozpadne. Neutronové hvězdy se spojí, padnou do sebe a vytvoří černou díru. A pro několik posledních oběžných drah se tyto neutronové hvězdy (mějte na paměti, že jsou to objekty vážící 1,5 až 3 sluneční hmoty), se pohybují ve velkých zlomcích rychlosti světla; řekněme 10%, 20% rychlosti světla. A tento pohyb je velmi efektivním generátorem gravitačních vln. To je to, co používáme jako naši standardní svíčku. To je to, co si myslíme, že víme, že existuje; víme, že tam venku jsou, ale nejsme si jisti, kolik z nich v danou chvíli zmizí. Nejsme si jisti, jak neutronová hvězda ve spirále vypadá v rádiových vlnách nebo rentgenových paprskách v optickém záření. Je tedy trochu obtížné přesně vypočítat, jak často uvidíte buď spirálu, nebo supernovu.
Fraser: Nyní budete moci zjistit jejich směr?
Dr. Waldman: Máme dva interferometry. Ve skutečnosti máme dvě místa a tři interferometry. Jeden interferometr je v Livingston Louisiana, který je severně od New Orleans. A náš další interferometr je ve východním Washingtonu. Protože máme dva interferometry, můžeme na obloze provádět triangulaci. Ale tam, kde přesně je zdroj, zůstává určitá nejistota. Ve světě existují další spolupráce, se kterými úzce spolupracujeme v Německu, Itálii a Japonsku a mají také detektory. Pokud tedy více detektorů na více místech uvidí gravitační vlnu, můžeme při lokalizaci udělat velmi dobrou práci. Doufáme, že vidíme gravitační vlnu a víme, odkud pochází. Poté řekneme kolegům z radiačních astronomů a našim rentgenovým astronomům a našim kolegům z optických astronomů, aby se podívali na tu část oblohy.
Fraser: Na obzoru jsou nové velké dalekohledy; ohromně velké a giganticky velké, a Magellan… velké dalekohledy sestupující z dýmky s poměrně velkými rozpočty na utrácení. Řekněme, že můžete spolehlivě najít gravitační vlny, je to téměř jako by do naší detekce přidalo nové spektrum. Pokud byly do některých z těchto gravitačních vlnových detektorů vloženy velké rozpočty, na co by podle vás mohly být použity?
Dr. Waldman: Jak jsem již řekl, je to jako revoluce v astronomii, když se radioteleskopy poprvé připojily k internetu. Díváme se na fundamentálně jinou třídu jevů. Řekl bych, že laboratoř LIGO je poměrně velká laboratoř. Pracujeme více než 150 vědců, takže je to velká spolupráce. A doufáme, že při dalším postupu budeme spolupracovat se všemi optickými a rádiovými astronomy. Je však trochu obtížné předvídat, jakou cestou se bude věda ubírat. Myslím, že pokud mluvíte s mnoha obecnými relativisty, nejzajímavějším rysem gravitačních vln je to, že děláme něco, co se nazývá Strong Field General Relativity. To je veškerá obecná relativita, kterou můžete měřit při pohledu na hvězdy a galaxie, je velmi slabá. Není do toho zapojeno mnoho mas, nejedná se velmi rychle. Je to na velmi velké vzdálenosti. Zatímco když mluvíme o kolizi černé díry a neutronové hvězdy, ten poslední bit, když neutronová hvězda spadne do černé díry, je extrémně násilný a zkoumá oblast obecné relativity, která prostě není příliš přístupné pomocí normálních dalekohledů, s rádiem, s rentgenem. Doufáme tedy, že tam jsou některé zásadně nové a vzrušující fyziky. Myslím, že to je to, co nás primárně motivuje, můžete to nazvat, zábava s General Relativity.
Fraser: A kdy doufáte, že budete mít první detekci.
Dr. Waldman: Takže interferometry LIGO - všechny tři interferometry -, které LIGO provozuje, běží v návrhové citlivosti a v současné době jsme uprostřed našeho běhu S5; náš pátý vědecký běh, což je roční běh. Vše, co děláme rok, je pokusit se vyhledat gravitační vlny. Stejně jako u mnoha věcí v astronomii, většina z nich čeká a uvidí. Pokud supernova nevybuchne, pak to samozřejmě neuvidíme. A tak musíme být online tak dlouho, jak je to možné. Pravděpodobnost pozorování události, stejně jako události supernovy, je považována za oblast - podle naší současné citlivosti - se předpokládá, že ji uvidíme každých 10–20 let. Existuje velký rozsah. V literatuře jsou lidé, kteří tvrdí, že se uvidíme vícekrát ročně, a pak jsou lidé, kteří tvrdí, že nikdy neuvidíme žádné naše citlivosti. A konzervativní prostřední půda je jednou za 10 let. Na druhou stranu upgradujeme naše detektory, jakmile tento běh skončí. A zlepšujeme citlivost o faktor 2, což by zvýšilo naši detekční rychlost o faktor 2 krychlové. Protože citlivost je poloměr a zkoumáme objem v prostoru. S tímto faktorem 8–10 v míře detekce bychom měli vidět událost jednou za rok. A poté přecházíme na tzv. Advanced LIGO, což je faktor 10 zlepšení citlivosti. V tom případě téměř určitě uvidíme gravitační vlny jednou za den; každé 2-3 dny. Tento nástroj je navržen jako velmi skutečný nástroj. Chceme dělat gravitační astronomii; vidět události každých pár dní. Bude to jako vypuštění satelitu Swift. Jakmile se Swift zvedl, začali jsme neustále vidět výbuchy gama paprsků a Advanced LIGO bude podobné.
