Gravitačné vlny

Astronómovia začali prvé vedomosti o vesmíre získavať prostredníctvom úzkeho výseku elektromagnetického žiarenia, ktorý nazývame viditelné svetlo. Až v priebehu XX. storočia sme odhalili závoj zakrývajúci dalšie pozorovacie okná v spektre elektromagnetických žiarení. Vdaka rozvoju časticovej fyziky sme zacali rozvíjať sledovanie vesmíru pomocou detektorov častíc, napríklad vdaka neutrínovým detektorom sa s predstihom niekolkých hodín dozvieme o výbuchu jasných supernov i o dejoch v jadre Slnka. Kozmonautika umožnila priamy prieskum blízkych telies slnecnej sústavy. Doposiaľ neprebádaným oknom, ktorým môžeme poznávať vesmír je detekcia gravitacných vln predpovedaných Einsteinovou teóriou relativity. Toto pozorovacie okno nám umožní nazriet do podstaty prvotných fáz vzniku vesmíru, sledovať zrážky neutrónových hviezd a čiernych dier, či objasniť záhadné gama záblesky.
Súčasná fyzika popisuje svet pomocou štyroch základných síl: elektromagnetická, silná a slabá jadrová sila a gravitácia. Gravitácia je spomedzi nich najmenej preskúmanou silou, pretože je v porovnaní s dalšími tromi najslabšia. Napriek tomu práve gravitácia formuje veľkoškálovú štruktúru vesmíru, drží pokope slnečnú sústavu i celé galaxie, pretože ako jediná zo základných síl má prakticky neobmedzený dosah, nepôsobí iba na krátku vzdialenosť ako napríklad silná jadrová sila, ktorá drží spolu častice v jadre atómu. A navyše ako jediná zo síl pôsobí na všetky hmotné častice.
Albert Einstein ukázal vo svojej všeobečnej teórií relativity, že pojem gravitačnej prítažlivosti ako ho zaviedol Isaac Newton je možné nahradit zakrivením časopriestoru. Každé hmotné teleso zakrivuje priestor a čas vo svojom okolí. Túto myšlienku je ľahké si znázornit, ak vypustíme z nášho modelu jeden rozmer a prejdeme k dvojrozmernému priestoru. V tomto modeli nedrží planéty na ich dráhach okolo Slnka prítažlivosť, ale pohybujú sa zotrvacnostou po najpriamejšej dráhe (geodetike) v zakrivenom priestore. Dvojrozmerný priestor nášho modelu si znázornime ako gumenú blanu, na ktorú umiestnime kovovú gulu (Slnko). Ak sa do blízkosti gule prikotúla malá gulôcka, podstatne zmení svoju dráhu kvôli zakriveniu blany. Ak sa guľôcka dostatočne priblíži, môže spadnúť do priehlbiny, ktorú velká guľa vytvorila.
Na opustenie gravitačného poľa treba vynaložiť tým viac energie, čím je príťažlivosť intenzívnejšia.

Tento efekt je platný aj pre fotóny, častice svetelného vlnenia, takže fotóny opúštajúce oblast silného gravitacného pola stratia cast energie a ich vlnová dlžka sa úmerne zväcší. Predlžovanie vlnovej dlžky fotónov týmto efektom nazývame gravitacný cervený posuv.
V prvom priblížení si môžeme predstaviť, že gravitačné vlny sa šíria podobne ako zvukové alebo elektromagnetické vlny. Neexistuje tu však žiadne prostredie, ktorým by sa šírili. Vlní sa samotný casopriestor. Ďalším rozdielom je spôsob kmitania. Elektromagnetické vlny, ktorých pole má spin rovný jednej, kmitajú v dvoch rovinách sklonených o 90°. Gravitačné vlny kmitajú tiež v dvoch nezávislých rovinách, no tieto sú sklonené iba o 45°, pretože spin ich pola je dva. Najjednoduchším zdrojom elektromagnetického vlnenia je osovo súmerné teleso (dipól). Symetrické teleso nemôže byt zdrojom elektromagnetických vln. Gravitacné vlny potrebujú na svoj vznik až kvadrupól, teda zdroj ktorý nieje súmerný ani podľa bodu, ani podľa osi.
Príkladným zdrojom gravitačného vlnenia vo vesmíre sú veľmi hmotné a blízke dvojhviezdy, najlepšie neutrónové hviezdy. Všetky formy postupného vlnenia prenášajú energiu, preto aj neutrónová dvojhviezda vyžarovaním gravitacného vlnenia stráca energiu a obidve zložky sa navzájom postupne približujú. Po case sa natolko priblížia, až sa zrazia a splynú, co je sprevádzané uvolnením ohromnej energie. Práve takýmto scenárom sa dá vysvetlit podstata gama zábleskov, ktoré pozorujeme už niekoľko desatročí a doposial o nich takmer nič nevieme. Ak použijeme vyššie uvedenú analógiu zakrivenia priestoru pomocou gumenej blany, môžeme si prenos energie gravitacnými vlnami priblížit. Stací si predstavit, že tažká gulôcka sa bude prudko húpat a vytvárat tak na blane vlny. Ak sa zrazia dve hmotné gue, opät vyvolajú vo svojom okolí vlnenie blany.
Ako nám ukázala kvantová mechanika, elektromagnetické vlny sa môžu šíriť iba v podobe "balíčkov", čiže kvánt, preto hovoríme o dualite vln a častíc. Svetlo môžeme popisovat ako elektromagnetické vlnenie s urcitou vlnovou dlžkou, alebo ako fotóny s charakteristickou energiou. Rovnako môžeme hovorit o gravitacnom vlnení ako o šírení castíc nazvaných gravitóny. Na fotóny s urcitým rozsahom energií sú citlivé naše oci, co vnímame ako svetlo. Gravitóny sa doposial nepodarilo priamo pozorovat, ale už od ich teoretického odvodenia Einsteinom v roku 1916 sa o to pokúšame a coskoro na to budeme mat aj príslušné zariadenia.
Jedným z prvých serióznych pokusov o zachytenie gravitacných vln boli pokusy Josepha Webera.

V roku 1966 uviedol do prevádzky dvojicu detektorov (vzdialených 1 000 km, aby vylúčil náhodné chyby), ktoré pozostávali z hmotných hliníkových valcov (priemer 66 cm, dlžka 153 cm, hmotnost 1,4 t) dômyselne izolovaných od vonkajších rušení, na ktoré pripevnil piezoelektrické detektory citlivé na oscilácie spôsobené prípadným gravitačným vlnením. V priebehu niekoľkých rokov trvania experimentu zachytil jediný signál, ktorý sa už nezopakoval. Dnes predpokladáme, že jeho aparatúra bola príliš málo citlivá, aby zachytila subtílne gravitacné vlnenie.
Kým sa podarí postaviť dostatočne citlivú aparatúru na Zemi, môžeme sa obrátiť na vesmírne laboratóriá, ktoré nám pripravila príroda. Optimálnym miestom na preverenie efektov predpovedaných teóriou relativity sú podvojné pulzary, ako napríklad PSR 1913+16, ktorý sme objavili pomocou rádioteleskopu v Portorickom Arecibe. Jeho perióda pulzácií je 0,059 s, a jeho zložky s hmotnostami 1,44 MO (hmotnost Slnka) a 1,39 MO sú od seba vzdialené iba 700 000 km (približne polomer Slnka), takže sa v sústave výrazne prejavujú relativistické efekty. Napríklad stácanie periastra sústavy je 4° za rok, pritom stácanie perihélia Merkúru je iba 43" za storočie. R. A. Hulse a J. H. Taylor dostali v roku 1993 Nobelovu cenu za fyziku za výskum tejto sústavy. Okrem iného zistili, že perióda obehu zložiek 7h 45m sa skracuje o 76 mikrosekúnd za rok, co vysvetlujeme stratou energie v dôsledku vyžarovania gravitacných vln.
Dnešné pokusy zamerané na detekciu gravitacných vln sú principiálne postavené na využití laserovej interferometrie. Laserový lúc sa rozdelí na dva zväzky, ktoré sú vyslané v navzájom kolmom smere k odrážacom upevneným na hmotné testovacie telesá, podobne ako vo Weberovom experimente. Odrazené svetlo sa opät kombinuje v interferometri a hladajú sa zmeny v interferencnom vzore, ktoré by sa dali pripísat casopriestorovým deformáciám v dôsledku priechodu gravitacného vlnenia. Cím dlhšie sú kolmé ramená, tým väčšiu presnosť môžeme dosiahnuť.
Napríklad ambiciózny projekt LIGO (Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory), ktorý má začať operačnú prevádzku v roku 2002 má dve ramená dlhé 4 km s priemerom 60 cm, v ktorých je udržované hlboké vákuum. Opät sa kvôli overeniu meraní stavia dvojica týchto detektorov, navzájom vzdialených 3 200 km (štáty Louisiana a Washington). Mali by dosiahnut miliónkrát väčšiu presnosť ako Weberova aparatúra. LIGO by malo byt schopné zachytit gravitacné vlnenie rôznej povahy a rozmanitého pôvodu, napríklad periodické signály s narastajúcou frekvenciou (neutrónové dvojhviezdy), alebo spršky gravitónov (výbuch supernovy).
V prevádzke, vo výstavbe, alebo v podobe návrhu sú aj dalšie detektory gravitacných vln.

Velmi zaujímavým je napríklad pripravovaný vesmírny projekt LISA (Laser Interferometry Space Antenna), ktorý by mal byť umiestnený na samostatnej obežnej dráhe okolo Slnka. Tri družice zostavene do pravouhlého trojuholníka by pracovali ako velký interferometer s ramenami dlhými až 5 000 000 km. Prípadné zvlnenie priestoru gravitacnými vlnami spôsobí nepatrné, ale meratelné vychýlenie polôh družíc, co okamžite zaznamenáme na interferencných obrazcoch laserových lúcov, ktorými budú neustále premeriavané ich polohy. Zaznamenať dokážeme každú odchýlku v polohe väčšiu ako priemer atómu.