PTA a gravitační vlny

Gravitační vlny předpověděl Albert Einstein v roce 1915, ale přímý důkaz jejich existence máme až od roku 1974 zásluhou Russella Hulse a Josepha Taylora. Na přímá pozorování jsme si ale museli počkat dokonce do roku 2015, kdy se podařil první záchyt detektorům LIGO. Od té doby se daří pozorovat gravitační vlny poměrně pravidelně. Až dosud jsme však mohli zaznamenat prakticky jen jeden typ gravitačních vln spojený se srážkami dvojic hmotných objektů jako jsou černé díry a neutronové hvězdy. Samo o sobě je určitě skvělé, že vůbec dokážeme gravitační vlny měřit, ale hodil by se nám i jiný způsob jejich záchytu. A ten se podařilo uvést do služby právě letos. Proto si dnes o nových výsledcích povíme více.

Gravitační vlny obecně

Gravitační síla je lidstvu známá od nepaměti, její fungování ale popsal jako první až Isaac Newton v 17. století. Na něj navázal Albert Einstein se svou obecnou relativitou publikovanou v roce 1915, která Newtonův model nezneplatnila, jak si mnozí často myslí, ale zařadila jej do správného kontextu, jakožto přiblížení nové pokročilejší a obecnější teorie. Einstein totiž přišel s revoluční myšlenkou, kdy gravitaci nepopisuje jako sílu v běžném smyslu slova, nýbrž jako zakřivení prostoročasu.

Z Einsteinova modelu vyplývá celá řada zajímavých důsledků. Jedním z nich je i skutečnost, že je gravitace svým způsobem podobná mnohem silnější elektromagnetické interakci. Obě mají technicky neomezený dosah a šíří se vlněním. Elektromagnetické vlny objevil Heinrich Hertz už v 19. století, jen několik let po předpovědi Clerka Maxwella. U gravitačních vln byla cesta mnohem delší a trnitější. Gravitace je totiž oproti elektromagnetismu výrazně slabší, navíc pro vytvoření gravitační vlny potřebujeme složitější kvadrupólovou nesymetrii, zatímco u elektromagnetismu nám stačí dipólová.

A co, že vlastně jsou gravitační vlny? Jak už jsme si řekli, gravitace je popisována jako zakřivení prostoročasu. Gravitační vlny proto nejsou nic jiného, než vlny křivosti prostoročasu. Ten můžou rozvlnit různé děje, ovšem zaznamenatelné gravitační vlny obvykle generují některé specifické divoké až katastrofické procesy. I přestože jsou tyto jevy natolik mocné, gravitační vlny jsou natolik slabé, že po nich dlouhá léta nikdo ani nepátral. Nakonec byly po několika neúspěšných pokusech vůbec poprvé zaznamenány v roce 1974 u dvojice vzájemně se obíhajících pulsarů.

První přímé pozorování ale přišlo až v roce 2016, kdy se podařilo zachytit gravitační vlny ze srážky dvojice černých děr. Právě výše popsané děje mohou hledané vlny generovat. Když kolem sebe obíhají exotické objekty jako černé díry či neutronové hvězdy, je to pro nás ideální. Kromě toho ale mohou gravitační vlny vytvářet třeba i výbuchy supernov či fázové přechody a kvantové fluktuace v raném vesmíru. Tyto vlny pro nás představují pravý svatý grál, s jejich pomocí bychom mohli nahlédnout do vesmíru jen těsně po jeho vzniku. Současně ale musíme dodat, že tyto vlny zatím vidět nedokážeme.

LIGO a VIRGO – stručný přehled

Prozatím jsme byli velmi rádi za pozorování dvou amerických observatoří LIGO a italského detektoru VIRGO, které zachytily v průběhu tří pozorovacích kampaní již 91 potvrzených gravitačních událostí a několik desítek dalších kandidátů. Právě probíhající čtvrtá pozorovací kampaň dosud zachytila 83 signálů (platné k 19. září 2023), jejichž vyhodnocení a zpracování probíhá. Naprostá většina všech měření pochází ze splynutí dvojic černých děr. Ovšem několikrát se už podařilo zachytit také srážku dvou neutronových hvězd nebo kolizi černé díry a neutronové hvězdy.

Pozemské gravitační detektory mají potenciál zachytit třeba i srážky dvojic bílých trpaslíků nebo kolize bílých trpaslíků s neutronovými hvězdami či černými dírami. Popřípadě také blízké supernovy. Zkrátka a dobře, pro svou část gravitačního spektra jsou tyto detektory velmi užitečné a rozhodně je čeká ještě zářná budoucnost. Pokud ale chceme zachytit další zdroje gravitačních vln, musíme postupovat jinak. Některé způsoby jsou již dobře známé a roky se pracuje na jejich realizaci.

Neutronové hvězdy a pulsary

Velmi zvláštní objekty, kterými jsou pulsary, jsme už probírali v jednom z minulých článků. Nyní si proto jen stručně zopakujeme, že jde o jeden z druhů neutronových hvězd. Jak už název napovídá, tato tělesa se skládají převážně z neutronů. Jedná se o závěrečná životní stádia poměrně hmotných hvězd, která zbyla po výbuších supernov. Přestože mají běžně hmotnost mezi 1,3 – 2,3 hmotnosti Slunce (M_S), jejich průměr se pohybuje jen něco mezi 10 a 20 kilometry. Hmota uvnitř nich je tedy nesmírně hustá. Navíc vykazují i velmi silná magnetická pole.

Některé neutronové hvězdy se velmi rychle otáčejí (i stokrát za sekundu) a vydávají pravidelně se opakující pulsy (ze svých pólů vystřelují úzké svazky elektromagnetického záření). Proto jim říkáme pulsary. Tyto objekty disponují poměrně velkým potenciálem ve fyzikálním výzkumu, jakož i v různých praktických aplikacích. S jejich pomocí lze například dosti dobře navigovat družice a kosmické lodě. Také je možné u nich hledat planety, dokonce úplně první planeta objevená mimo Sluneční soustavu byla nalezena právě u jednoho z pulsarů.

Pulsar Timing Array (PTA)

Pro nás dnes nejzajímavější je však metoda PTA. To by se dalo doslovně přeložit jako Časovací pole pulsarů, ale jde o termín, který se obvykle nepřekládá, proto i my zůstaneme u PTA. Oč jde? Při využití tohoto postupu pravidelně a důsledně sledujeme některé vybrané pulsary s vhodnými vlastnostmi v Mléčné dráze (v principu lze i jinde, ale v jiných galaxiích dosud pulsary obvykle rozeznat neumíme).

Použití pulsarů jako detektorů gravitačních vln navrhli už na konci 70. letech minulého století sovětský fyzik Michail Sazhin a americký odborník Steven Detweiler. O několik let později myšlenku výrazně rozpracovali američtí fyzikové Ronald Hellings a G. S. Downs z Jet Propulsion Laboratory. Jejich zásadním přínosem je tzv. Hellingsova-Downsova křivka. Velmi zjednodušeně jde o to, že při použití pole pulsarů bude signál stochastického pozadí gravitačních vln korelovaný napříč tímto polem, zatímco jiné signály nikoliv.

U zvolených pulsarů se pozorují právě ony pravidelné pulsy. Astronomy zajímá, zda tyto periodické signály nevykazují nějaké nestandardní chování, konkrétně to, jestli nepřichází pulsy v nestandardním čase. Jak totiž prostoročasem putují gravitační vlny, může docházet k tomu, že se na nich signály od pulsarů „svezou“ (gravitační vlny stlačují a roztahují prostoročas) a dojde k jejich fázovému posunu. Takže potom vidíme signál od pulsarů přijít o něco dříve nebo naopak později.

Tyto odchylky ale nejsou veliké, pohybují se v řádu nanosekund. Pro jeden konkrétní pulsar by to při uvažování gravitačních vln o frekvenci 3 x 10^-8 Hz vedlo k tomu, že by signál pulsů přišel v lednu o 20 nanosekund dříve a v červenci o 20 nanosekund později. Frekvence se pochopitelně mohou lišit. Z uvedeného ovšem jasně plyne, že pro úspěšnou aplikaci této techniky musíme dokázat měřit časové změny v řádu jednotek nanosekund.

Současně jsou ale změny při měření vybraných pulsarů dosti specifické, proto podle nich lze gravitační vlny vcelku jednoznačně poznat. V minulosti jsme si už v jednom článku představovali první testy této metody pro gama záření, a to pomocí známé observatoře Fermi. Prozatím rozšířenější je ale použití radioteleskopů. To však vyžaduje využití jen některých vhodně zvolených pulsarů.

Obvykle jde o tzv. milisekundové pulsary, jež vyzařují v celém elektromagnetickém spektru, od gama záření až po rádiové vlny. Navíc nejsou náchylné k hvězdným otřesům a akrečním událostem a disponují velkou časovou stabilitou srovnatelnou s atomovými hodinami. Díky tomu máme v podstatě gravitační detektor o velikosti galaxie.

Po objevu těchto pulsarů předložili v roce 1990 nové vylepšení metody PTA američtí fyzikové R. C. Foster a Donald Backer. A pomocí 43 metrů velkého radioteleskopu National Radio Astronomy Observatory se poprvé rozhodli pozorovat trojici pulsarů, aby ověřili, zda může metoda reálně fungovat.

Na papíře vypadá tato pozorovací technika relativně jednoduše. Stačí nám po dlouhou dobu sledovat větší množství správných pulsarů, respektive jejich pulsů. Jenže tak snadné to bohužel není. Už jsme si řekli, že musíme měřit dosti malé časové změny o velikosti několika nanosekund. Navíc musíme sledovat poměrně značné množství pulsarů, obvykle nejméně 20 až 50, aby se vyloučily všechny možné typy chyb měření, včetně těch daných průchodem signálu pozemskou atmosférou. Tyto pulsary je rovněž třeba monitorovat zhruba jednou týdně.

Ale to ještě není všechno. I když se nám bude pozorování dařit, musíme poté použít výkonné počítače. Vyhodnocení přesných časů příchodů jednotlivých pulsů, změn oproti normálu a vyhodnocení toho, jakými gravitačními vlnami signál při svém letu procházel, by totiž bez moderní výpočetní techniky nebylo možné.

Co přesně bychom díky PTA mohli vidět? 

Zajímavé je, že ve srovnání s LIGO a podobnými detektory má Pulsar Timing Array výrazně nižší citlivost. Možná byste si tedy mohli říci, že tento postup přece nijak zásadně nepotřebujeme. Avšak to by byl omyl. Citlivost je hezká věc, ale PTA nám dovolí sledovat úplně jinou část gravitačního spektra, než pozemní detektory. Dokážeme spatřit gravitační vlny ze zdrojů, z nichž by je LIGO nebo VIRGO nikdy pozorovat nemohlo. A to ne proto, že by šlo o špatné přístroje, ale prostě proto, že na vlny těchto frekvencí nejsou citlivé. LIGO má citlivost kolem 10² Hz, zde ale mluvíme vlnách o 10^-8 Hz.

Jak už víme, vybrané pulsary je třeba vidět zhruba jednou za týden. Pokud bychom je dokázali sledovat častěji, mohli bychom díky tomu zachytit gravitační vlny s vyšší frekvencí. To by v principu mohlo být velmi užitečné, ve skutečnosti ale vůbec nevíme, zda v oblasti, o kterou bychom potenciálně dokázali citlivost metody rozšířit, existují nějaké vhodné astrofyzikální zdroje.

Jaké gravitační vlny by vlastně měla PTA spatřit? Už jsme si řekli, že hlavním cílem je pátrání po stochastickém pozadí gravitačních vln. To by mělo být tvořeno především supermasivními černými dírami, respektive jejich vzájemným slučováním v průběhu 13,8 miliard let existence našeho vesmíru. Pro astrofyziky jde o dosti lákavou představu, neboť by jim tato měření mohla umožnit mnohem lépe prozkoumat historii vzniku a vývoje galaxií.

Přestože jsou supermasivní černé díry nejpravděpodobnějším zdroje gravitačních vln tvořících stochastické pozadí, nejde o jedinou variantu. Hypoteticky by zdrojem mohly být i tzv. kosmické struny předvídané některými kosmologickými modely. Jedná se o příklad tzv. topologického defektu, konkrétně o velmi dlouhou, hustou a současně tenkou trubici, jež má průměr jen asi jednoho protonu. Kosmické struny mohly vzniknout ve velmi raném vesmíru v důsledku fázových přechodů vakua spojených s narušením kalibrační symetrie.

Žádný typ topologického defektu (další jsou magnetické monopóly nebo doménové stěny) jsme zatím v našem vesmíru nikdy nepozorovali, což uspokojivě dokáže vysvětlit inflační teorie. Nicméně pokud by takové defekty, zejména kosmické struny existovaly, mohly by ke gravitačně vlnovému pozadí přispívat. Mechanismus je v tomto případě takový, že kosmické struny spolu vzájemně interagují, čímž vytváří smyčky, které se pak rozpadají za vyzařování gravitačních vln. Popřípadě i struny samy o sobě mohou za určitých okolností gravitační vlny emitovat.

Bez ohledu na zdroj gravitačních vln vykazuje metoda PTA některé výhody a nevýhody. O výhodách jsme už hovořili, můžeme spatři gravitační vlny s parametry, které jsou jinými zdroji prozatím nedosažitelné. Nevýhoda spočívá v tom, že na rozdíl třeba od observatoří LIGO a VIRGO nelze určit přesné místo konkrétního zdroje na obloze. Analýza dvacítky pulsarů nám dá oblast o rozloze asi sto čtverečních stupňů.

To se nemusí zdát moc, odpovídá to rozloze některých menších souhvězdí, jako je Štít. Problém je, že i v těchto sto čtverečních stupních jsou přinejmenším stovky srážejících se galaxií. Takže přesné určení zdroje představuje téměř neřešitelný problém. Druhým problémem jsou volné elektrony pohybující se v mezihvězdném prostoru, které mohou způsobit ne zcela zanedbatelný šum výsledných dat.

Snahy o pozorování pomocí PTA ve světě

Prozatím všechny pokusy o aplikaci PTA (s výjimkou hledání gama fotonů pomocí observatoře Fermi) stojí na radioteleskopech. K dnešnímu dni funguje ve světě šest projektů. Jako první vznikly roku 2005 PPTA a NANOGrav. PPTA neboli Parkes Pulsar Timing Array je australský program založený zejména na velkém Parkesově radioteleskopu stojícím v Novém Jižním Walesu. Ten se užíval i pro komunikaci s kosmickými loděmi v rámci programu Apollo. NANOGrav je americká iniciativa využívající hlavně radioteleskopy Green Bank v Západní Virginii a Arecibo na Portoriku (dokud byl v provozu).

V roce 2009 vznikl třetí projekt EPTA nebo European Pulsar Timing Array, jenž pracuje především na základě dat z pěti největších evropských radioteleskopů. Těmi jsou Lovellův teleskop v Cheshire v Anglii, teleskop Effelsberg v Severním Porýní-Vestfálsku v Německu, Sardinský teleskop ležící na Sardinii (překvapivě), radioobservatoř Nancay umístěná v centrální Francii a konečně také soustava radioteleskopů Westerbork na severovýchodě Nizozemska. Tyto tři pozorovací kampaně se posléze spojily do jediného velkého programu International Pulsar Timing Array (IPTA).

Později se do kolaborace IPTA přidaly ještě další tři projekty. První z nich je Chinese Pulsar Timing Array (CPTA) postavená především na největším radioteleskopu světa, pětisetmetrovém monstru FAST (stojí v provincii Kuej-čou na jihu Číny). Druhým přírůstkem je Indian Pulsar Timing Array (InPTA), která používá hlavně nedávno opravené pole třiceti přístrojů Giant Metrewave Radio Telescope, které se nachází nedaleko velkoměsta Puné v indickém svazovém státu Maháráštra.

A konečně tu máme jihoafrickou MeerKAT Pulsar Timing Array (MPTA), jež užívá radioteleskop MeerKAT, který bychom našli v národním parku Meerkat v Severním Kapsku. Jihoafrický příspěvek je pro úspěch projektu dosti důležitý, neboť poskytuje nezávislé měření dat z jižní polokoule. Až dosud totiž tato pozorování činila jen PPTA. Do budoucna navíc Jihoafričané poskytnou další velmi cenný příspěvek, díky u nich budované obří soustavě radioteleskopů Square Kilometre Array.

Výsledky metody PTA

Přestože některé součásti mezinárodní kolaborace IPTA fungují už téměř dvacet let, dlouho se vědci snažili metodu PTA uplatnit bez valných výsledků. Je pravda, že nesmíme opomenout poměrně dlouhou fázi testování, nicméně ani tak několik let vážných měření nepřinášelo toužebně očekávané výsledky. Tedy až donedávna.

V roce 2020 se objevily první náznaky z projektu NANAGrav. Zveřejněny byly výsledky za dvanáct a půl roku pozorování. Ukázalo se, že důkazy pro stochastické pozadí gravitačních vln jsou poměrně přesvědčivé, avšak pro Hellingsovu-Downsovu křivku korelace se měření projevila jako statisticky neprůkazná. Celkově tedy fyziky napozorovaná data úplně nepřesvědčila.

To hlavní ale přišlo až v roce letošním a předpokládám, že alespoň nějaké informace jste zachytili i vy. V červnu totiž zveřejnila celá kolaborace IPTA a nezávisle na ní také projekty CPTA, NANOGrav, EPTA a PPTA informaci, že se skutečně podařilo nalézt stochastické pozadí gravitačních vln. U amerického projektu NANOGrav zveřejnili fyzikové údaje za 15 let pozorování, které obsahovaly měření celkem 68 pulsarů. Poprvé se podařilo spolehlivě ukázat Hellingsovu-Downsovu křivku.

Evropský projekt EPTA zjistil velmi podobné výsledky se statistickou průkazností 3σ. To už je pravděpodobnost skutečného objevu přes 99 %. Ve fyzice se ovšem za nutnou (nikoliv postačující) podmínku objevu považuje 5σ. Této hodnoty by se mělo podařit dosáhnout snad kolem roku 2025. V případě evropského výzkumu se vybrané pulsary pozorovaly simultánně všemi radioteleskopy zhruba jednou za měsíc.

To by samo o sobě nestačilo, proto došlo ke kombinaci dat s výsledky indické InPTA. V tomto případě jde o zjištění za 16 let měření. Díky poměrně unikátnímu systému sledování více frekvenčních kanálů současně se podařilo zohlednit dokonce i vliv kosmického počasí. Zásluhou aplikace metody PTA se nizozemským astronomům z observatoře Westerbork povedlo vyvinout novou generaci přístrojů pro studium pulsarů. Ty se nyní používají na všech zainteresovaných evropských radioteleskopech.

Výsledky v souladu s EPTA a NANOGrav zveřejnila také čínská kolaborace CPTA. Zde je směrodatná odchylka 4,6σ. Jde o měření 57 milisekundových pulsarů během pouhých 41 měsíců. To umožňuje vysoká citlivost největšího radioteleskopu světa FAST, který má závratný průměr půl kilometru.

Souhrnně pocházejí všechny uveřejněné výsledky z 25 let pozorování a pokud se potvrdí jejich správnost, otevírá se nám v podstatě další nové okno do vesmíru. Pro lepší představu. V případě detektorů LIGO hovoříme o vlnách s frekvencí v řádu desítek či stovek Hz a vlnovou délkou stovek až tisíců kilometrů. Jenže u PTA jde o vlny s frekvencí zhruba 10^-8 Hz (nanohertzy) a vlnovou délkou na úrovni jednotek či desítek světelných let. I laik tedy pochopí, že jde o úplně jiné vlny ze zcela jiných zdrojů, což nám dovolí prozkoumat vesmír z naprosto odlišné perspektivy.

Mimochodem, možná vás překvapí, že k dosažení relevantních výsledků potřebovali vědci tak dlouhou dobu pozorování, a to přímo na nejvýkonnějších radioteleskopech, které na světě stojí. Důvod je v tom, že rádiové vlny samy o sobě mají hodně nízkou energii a navíc pulsary nejsou úplně nejsilnější rádiové zdroje. Zachytit je tedy představuje velkou výzvu, již by nebylo možné naplnit bez štědré finanční podpory z řady mnoha organizací, zejména však National Science Foundation (NSF).

Vidíme supermasivní černé díry?

Když rozebíráme způsob vytvoření gravitačních vln pozorovaných observatořemi používajícími metodu PTA, zmiňujeme nejčastěji supermasivní černé díry. Přesněji řečeno by mělo jít o součet velkého počtu binárních supermasivních černých děr, kdy kolem sebe vždy dvě černé díry pomalu obíhají (obvykle obíhají kolem společného těžiště, nikoliv jedna kolem druhé).

Potvrzení této možnosti by astrofyziky velmi potěšilo. O slučování černých děr a vytváření těch supermasivních toho totiž stále víme poměrně málo. Stejně tak nám chybí informace právě o dvojicích velmi hmotných černých děr. Kdybychom zjistili více, velmi by to pomohlo modelům raného vesmíru a rovněž bychom mohli lépe porozumět konečnému osudu černých děr i kosmu jako celku.

Získaná data jsou také velmi důležitá pro modely vzniku a vývoje galaxií. Každá solidní galaxie, včetně naší Mléčné dráhy, má svou vlastní supermasivní černou díru. Když dojde ke srážce galaxií, mohou se jejich černé díry k sobě přiblížit a začít kolem sebe obíhat. To ale není jen tak, protože postupem času se k sobě přibližují po spirálovité dráze. Důvod přibližování spočívá v tom, že mezi oběma dírami prochází hvězdy či mezihvězdný plyn a prach, které kradou systému energii. Další energie se navíc vyzařuje právě ve formě gravitačních vln.

Jak čas ubíhá, dostanou se supermasivní černé díry tak blízko k sobě, že už žádné hvězdy ani jiné objekty nemohou ze systému odnášet další energii. Existují proto studie, které tvrdí, že se v tento okamžik přibližování navždy zastaví. K tomu by mělo dojít v okamžiku, kdy jsou od sebe černé díry vzdáleny asi jeden parsek, neboli 3,262 světelného roku. Šlo o problém známý jako problém konečného parseku. V těchto modelech vedly ke sloučení jen vzácné situace tří a více černých děr.

V poslední době se ale ukazuje, že nastíněný problém zdaleka tak důležitý nebude. Je totiž třeba vzít v úvahu právě gravitační vlny, které systém dvou supermasivních černých děr generuje. Objekty na úrovni citlivosti PTA se ve skutečnosti srazí jen za několik málo milionů let a zřejmě žádná síla jim v tom nedokáže zabránit. Nová data gravitačního pozadí tuto možnost významně podporují. Zdá se, že se supermasivní černé díry přece jen srážejí. A protože se k sobě přibližují po spirálovité dráze, hovoříme někdy o spirále smrti.

Zaznamenané gravitační vlny jsou ovšem výrazně silnější, než gravitační vlny ze srážek černých děr a neutronových hvězd pozorované pozemními detektory LIGO a VIRGO. Disponují zhruba milionkrát vyšší energií. To je dáno zejména povahou jejich zdrojů. Ty zatím bohužel neumíme přesně určit, jsme schopni jen měřit pozadí jako celek. Ovšem už to, že vůbec dokážeme přítomnost gravitačního pozadí rozeznat a určit jeho parametry je hodnotný počin.

Už to nám totiž stačí k možnosti zkoumat i zdroje pozorovaných gravitačních vln. Množství a intenzita vln nám dovolí určit jak často se galaxie v průběhu existence kosmu srážely. Podle aktuálních výzkumu fyziků se zdá, že ve vesmíru existují snad až miliony binárních systémů supermasivních černých děr.

Zajímavé ale je, že observatoře zapojené do PTA dokonce viděly zhruba dvakrát silnější gravitační vlny, než se čekalo podle teoretických modelů stochastického gravitačně-vlnového pozadí. To je na horní hranici toho, co dokážeme vysvětlit pomocí srážek supermasivních černých děr. I když jste se možná mohli setkat s tvrzeními, že za zachyceným signálem musí být něco jiného, není to pravda. I současná data umíme vysvětlit pouze supermasivními černými dírami, sice je to vcelku natěsno, ale černé díry jsou dostatečné. Ty navíc mohou být hmotnější nebo četnější, než jsme očekávali.

A nebo sledujeme něco jiného?

Pochopitelně ale existuje i ta možnost, že gravitační vlny spatřené metodou PTA generují nějaké jiné, dosud ne zcela prozkoumané mechanismy. Výše už jsme zmínili tzv. kosmické struny, jež by též mohly odpovídat za nalezený signál. Možností jsou i některé velmi speciální mechanismy předvídané teorií strun, do nichž raději nebudeme příliš zabrušovat, abychom nemuseli zase složitě vybrušovat.

Zajímavou variantou je pak možnost alternativního vzniku kosmu, kdy by nedošlo ke klasickému velkému třesku. Uvažuje se o určité podobě cyklického vesmíru. Jde o to, že by před naším kosmem existoval jiný, který by se v závěrečné fázi svého vývoje smršťoval, až by se nakonec zhroutil do sebe. Podle současných poznatků by však minimální stav nebyla nekonečně malá, horká a hustá singularita, ale kvantové efekty by v určité chvíli na velmi malém rozměru kolaps zastavily a naopak nastartovaly nové rozpínání. To je tzv. velký odraz, který by mohl být počátkem existence našeho kosmu.

Jestli je velký odraz reálný nebo není neumíme prozatím určit. Abychom k tomu mohli povědět něco bližšího, potřebovali bychom ideálně kvantovou teorii gravitace, popřípadě alespoň pořádně probádat pozadí gravitačních vln či pozorovat reliktní gravitačních vlny z počátku prostoročasu. Pokud totiž k velkému odrazu došlo, podpis této události bude v kosmu stále patrný skrze gravitační vlny vytvořené při této divoké události.

Důležité je, že by tyto vlny vypadaly o dost jinak, než vlny vyvolané případnou inflační fází těsně po vzniku vesmíru. Tyto dvě události a tím i různé modely lze od sebe vzájemně odlišit. Což není ani zdaleka samozřejmé a velmi nám to při pokusech o porozumění vzniku vesmíru a jeho vývoji v nejranější fázi pomáhá.

Stále navíc musíme mít na paměti taktéž možnost obyčejné chyby měření. Ano, je pravda, že výsledky několika skupin nezávisle na sobě jsou proti této variantě, ale zcela vyloučit ji nelze. Dalším představitelným vysvětlením je pak to, že pulsary mohou mít nějakou skrytou variabilitu zkreslující výsledky PTA a nejde tudíž o objekty dokonale vhodné k detekci gravitačních vln. To by byl určitě problém, jelikož prostě není možné prozkoumat pulsary zblízka či s nimi dokonce manipulovat.

Vliv na kosmický výzkum

Jaké je správné řešení otázky o původu pozorovaného signálu zatím nevíme, pokud se ale objev potvrdí, znamená to velkou věc nejen pro gravitační astronomii, astronomii obecně nebo pro pozemní detektory LIGO, VIRGO a KAGRA, ale hlavně pro připravované projekty kosmických observatoří, které by měly tyto vlny studovat.

Hovořím zde přitom nejen o velké evropské observatoři LISA, která by měla startovat snad v roce 2037, ale také o japonském projektu DECIGO a dvou čínských programech Taiji a TianQin. Všechny tyto observatoře by měly do kosmického prostoru zamířit snad v průběhu 30. nebo 40. let tohoto století. Ve vzdálenější budoucnosti nás možná čeká ještě navržený projekt Big Bang Observer. Ten by měl probádat samotný původ a počáteční fázi našeho vesmíru. Na BBO si ale ještě dlouho počkáme.

Sami vidíte, že co se týče kosmického výzkumu, čeká gravitační astronomii vskutku skvělá budoucnost. Nic z toho by ovšem nebylo možné bez pozemního výzkumu. Nezapomeňme, že první přímý důkaz i první přímé pozorování gravitačních vln pochází z pozemních pracovišť, konkrétně z radioteleskopu Arecibo, respektive detektorů LIGO.

Vzpomeňme na předchůdce dnešního návrhu LISA, projektovanou kosmickou observatoř NGO, která neprošla výběrem ESA. Jako perspektivnější totiž byla vyhodnocena mise JUICE. To bylo částečně dílem nepřipravených technologií, částečně ale také tím, že v té době ještě nedošlo k přímému pozorování gravitačních vln na observatoři LIGO a panovaly jisté obavy, zda se skutečně podaří vlny naměřit. Tyto pochyby se podařilo díky práci předních numerických relativistů a amerických fyziků z kolaborace LIGO vyvrátit.

Dnes už víme nejen to, že dokážeme detekovat gravitační vlny, ale i to, že zřejmě umíme zachytit i vlny ze supermasivních černých děr. To je pro kosmické observatoře obrovská vzpruha, neboť právě tyto zdroje by kosmické projekty měly měřit především. Je tu však přece jen drobný rozdíl. PTA je citlivá zejména na gravitační vlny z dvojic supermasivních černých děr o hmotnostech miliard hmot Slunce. Kosmické observatoře budou ale měřit hlavně dvojice děr s hmotností cca milionů hmot Slunce.

Tyto zdroje zatím skrze gravitační observatoře nikdo neviděl. Ale už to, že dokážeme pozorovat lehčí i těžší objekty nám dává velkou naději, že se vše podaří, jak má. Kromě těchto binárních systémů černých děr dokážeme skrze kosmické gravitační detektory měřit třeba také binární systémy s velkým nepoměrem hmotností. Obvykle jde o situaci, kdy máme dvě černé díry, avšak jedna je výrazně těžší, než druhá. Dále budeme moci měřit vázané systémy dvou bílých trpaslíků a konečně též jako pozadí uvidíme i dvojice neutronových hvězd a černých děr hvězdných velikostí.

Závěr  

Ačkoliv není prozatím objev stochastického pozadí definitivně potvrzený, vypadá to velmi nadějně. Vzájemně spolu souhlasí výsledky čtyř nezávislých projektů a jednoho konsorcia, což dává slušnou naději, že se jedná o skutečnou detekci. Tím spíše, že různé projekty snažící se o aplikaci metody PTA využívají různé pulsary, rozdílné radioteleskopy a ani jejich analytické metody nejsou shodné. Všechny zúčastněné vědecké skupiny budou i nadále pokračovat ve svém monitoringu pulsarů, čili bychom se již za pár let mohli dočkat ještě přesnějších výsledků, které by mohly objev definitivně potvrdit.

Poznámky autora

1. Gravitační astronomie obecně je velmi zajímavé téma. Rozhodně by si stálo za to rozebrat nová pozorování detektorů LIGO nebo novinky ohledně připravovaných kosmických detektorů. Dnes už na to ale nebyl prostor. Pokud byte ovšem stáli o seriál o tomto tématu, dejte mi prosím vědět. Zdůrazňuji ovšem, že by šlo o seriál nepravidelný, jehož díly bych zveřejňoval podle toho, kolik by bylo zrovna novinek.
2. Za cenné připomínky k textu děkuji Martinu Škorpíkovi. Za nesmírně užitečné osobní konzultace a debaty potom Miroslavu Havránkovi.
3. V některém z příštích týdnů (snad už ten příští, ale zatím neslibuji) by měl vyjít můj článek o kvantové mechanice a pokusech s kvantovou teleportací. I na moje poměry bude velmi dlouhý (kvantovou mechaniku nelze popsat a vysvětlit krátce). Proto vás raději varuji předem, abyste měli čas se psychicky připravit. 🙂

Použité a doporučené zdroje

• 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/
• LIGO: https://www.ligo.caltech.edu/

Zdroje obrázků

• https://astrobites.org/wp-content/uploads/2012/11/PTAs-1024×768.gif
• https://cdn.sci.esa.int/documents/34614/35502/1567215794512-ESA_LISA-Pathfinder_spacetime_curvature_above_orig.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://www.ligo.org/detections/O3bcatalog/files/gwmerger-poster-white-md.jpg
• https://wp-assets.futurism.com/2015/02/479970_386481904771558_1121562848_n.jpg
• https://www.typeroom.eu/assets/original/2020/05/18/JoyDivision-UnknownPleasures-B1.jpg
• https://astrobites.org/wp-content/uploads/2016/08/hellings_downs-1.png
• https://inpta.iitr.ac.in/images/PTA_graphics-07.png
• https://www.syfy.com/sites/syfy/files/art_millisecond_pulsar.jpg
• https://www.researchgate.net/profile/Dong-Liu-27/publication/301856726/figure/fig12/AS:359475983732742@1462717161476/Color-online-Distribution-of-millisecond-pulsars-on-the-sky-in-equatorial-coordinates.png
• https://media.springernature.com/lw685/springer-static/image/art%3A10.1007%2Fs40042-021-00118-x/MediaObjects/40042_2021_118_Fig1_HTML.png
• https://nanograv.org/sites/default/files/styles/large/public/2022-10/GravWaves_2560_HQ.jpg?itok=MQP7fGAn
• https://content.api.news/v3/images/bin/64727ee3e895dd79c393adaae8359272
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/71/Localization_of_GW170817_signals.png
• https://www.csiro.au/-/media/Astronomy/Images/Parkes-radio-telescope—Hero-image-daytime.jpg?mw=1200&hash=ED44FB4A2AEBA491A4D0FC666B78263C
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/94/Radioteleskop_Effelsberg-0197.jpg/1200px-Radioteleskop_Effelsberg-0197.jpg
• https://bsmedia.business-standard.com/_media/bs/img/article/2023-06/29/full/1688044347-3546.jpeg
• https://www.asce.org/-/media/asce-images-and-files/publications-and-news/civil-engineering-magazine/images/2022/07-july/cep-feature-telescope-inspectors-reach-for-the-stars-in-west-virginia/30-green-bank.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/a2/Correlation_vs_angular_separation_between_pulsars.svg/1024px-Correlation_vs_angular_separation_between_pulsars.svg.png
• https://spaceaustralia.com/sites/default/files/2023-03/image%20%283%29.png
• https://ocdn.eu/images/pulscms/NjI7MDA_/18701492f7ddd2dd3cb5c811b2d0d056.jpeg
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2021/09/the_spectrum_of_gravitational_waves/23484065-1-eng-GB/The_spectrum_of_gravitational_waves.png
• https://aasnova.org/wp-content/uploads/2019/02/fig1-copy-702×336.jpg
• https://svs.gsfc.nasa.gov/vis/a010000/a010100/a010140/BlackHole2_0325.jpg
• https://i.scdn.co/image/ab67616d0000b2732fccfd69ad5676c7db41f574
• https://cdn.sci.news/images/2015/04/image_2717-Black-Hole-Merger.jpg
• https://www.sciencealert.com/images/2018-10/processed/black-hole-merge-1_600.jpg
• https://d2r55xnwy6nx47.cloudfront.net/uploads/2020/09/Cosmic_strings_OPTIMIZED_1200_Social.jpg
• https://physics.aps.org/assets/85977c2a-5162-43a9-9fed-1578746d5fff/e142_1.png
• https://archive.sssmediacentre.org/journals/Vol_06/01APR08/images/04_FeatureArticles/SFI/oscillatingmodel.jpg
• https://www.aei.mpg.de/782254/original-1651572960.jpg?t=eyJ3aWR0aCI6MTIwMCwiaGVpZ2h0IjpudWxsLCJmaXQiOm51bGwsIm9ial9pZCI6NzgyMjU0fQ%3D%3D–478dd0caf20bbd0b382f8b1a8f9712e2315f3d03
• https://media.arxiv-vanity.com/render-output/5546032/AMIGO_cut.png
• https://www.centauri-dreams.org/wp-content/uploads/2010/11/gravitational-wave-sky-new.jpg